Astronomie

Quelle quantité de rayonnement infrarouge est émise par un choc d'arc ?

Quelle quantité de rayonnement infrarouge est émise par un choc d'arc ?


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La quantité d'énergie émise par le choc de l'arc de R Hydrae a-t-elle été étudiée ?

Si oui, existe-t-il des informations sur la quantité de rayonnement infrarouge émise par tout moyen de mesure ?

Si l'énergie infrarouge du Soleil, mesurée à 1 UA du Soleil, était d'environ 680 watts par mètre carré, comment l'énergie infrarouge du choc de l'arc se comparerait-elle à la même distance mesurée dans les mêmes unités ?

Merci à AtmosphericPrisonEscape de m'avoir orienté dans la bonne direction. J'ai trouvé ce tableau de la DÉTECTION D'UNE NEBULA DE CHOC D'ARC À INFRAROUGE LOIN AUTOUR DE R HYA: LES PREMIERS RÉSULTATS DE MIRIAD.

les CSE étant les enveloppes circumstellaires. Cela signifie-t-il que le CSE (choc d'arc ?) correspond à environ 57 % (19,7 contre 33,9) du flux de l'étoile dans la bande des 70 microns (mosaïque) ?


La quantité d'énergie émise par le choc de l'arc de R Hydrae a-t-elle été étudiée ?

Oui, voici quelques papiers :

  • "Détection d'une nébuleuse arc-choc à infrarouge lointain autour de R Hya: les premiers résultats de MIRIAD" (13 juillet 2006), par T. Ueta, AK Speck, RE Stencel, F. Herwig, RD Gehrz, R. Szczerba, H. Izumiura, AA Zijlstra, WB Latter, M. Matsuura, M. Meixner, M. Steffen et M. Elitzur.

  • "Detached shells as tracers of AGB-ISM bow shocks" (21 juillet 2006), par CJ Wareing, Albert A. Zijlstra, Angela K. Speck, TJ O'Brien, Toshiya Ueta, M. Elitzur, RD Gehrz, F. Herwig , H. Izumiura, M. Matsuura, M. Meixner, RE Stencel et R. Szczerba

  • "Pas de choc pour cet arc: IBEX dit que nous avons tort" (14 mai 2012), par Susanna Kohler

Cela signifie-t-il que le CSE (choc d'arc ?) correspond à environ 57 % (19,7 contre 33,9) du flux de l'étoile dans la bande des 70 microns (mosaïque) ?

Le CSE n'est pas un "bowshock". Une enveloppe entoure un objet, tandis que le bowshock précède la direction du mouvement.

Référence : « La chimie dans les enveloppes circumstellaires des étoiles évoluées : De l'origine des éléments à l'origine de la vie », par Lucy M. Ziurys, PNAS 15 août 2006 103 (33) 12274-12279 :

"Des coquilles circumstellaires chimiquement riches se trouvent autour des étoiles à branches géantes asymptotiques (AGB) et des supergéantes rouges (RSG)…
Avec une contraction suffisante, le noyau d'hélium finira par s'enflammer alors que la coque H continue de brûler. La fusion de l'hélium produit $^{12}$C, et capture alpha sur $^{12}$C donne $^{16}$O dans le noyau. Finalement, l'hélium central est épuisé, laissant un noyau d'oxygène/carbone entouré d'enveloppes brûlant de l'He et de l'H. L'apparition de cette structure à deux coques marque le début de la phase AGB. La principale source de luminosité dans une étoile AGB est l'obus brûlant H, mais périodiquement l'obus He s'enflamme pendant de courtes périodes. L'énergie libérée dans ce qu'on appelle « l'impulsion thermique » crée une zone convective s'étendant d'une coquille à l'autre, qui mélange les produits nucléaires de la zone de combustion de l'He à la surface stellaire. Ce processus, appelé "troisième dragage", introduit du carbone et d'autres éléments dans l'enveloppe de détachement. le les impulsions thermiques aident également à chasser le matériau extérieur de l'étoile, créant une coquille circumstellaire. En fait, les étoiles AGB perdent jusqu'à 80% de leur masse d'origine sous la forme d'une enveloppe, avec des taux typiques de 10$^{−6}$ à 10$^{−4}$ M$_odotcdot$ année$^{−1}$.".

Une analogie utile mais approximative est la suivante : les vapeurs de peinture d'un avion sont le CSE et le choc de l'arc est causé par une différence de vitesse de déplacement qui est supersonique.

L'image que vous avez incluse est utilisée sur la page Web de Wikipédia "Chocs d'arc en astrophysique - Autour d'autres étoiles" et semble provenir à l'origine du site Web de Caltech, daté du 30/11/2006. Une autre copie se trouve sur le site du JPL : "Red Giant Plunging Through Space" (8 décembre 2006), Spacecraft : Spitzer Space Telescope, Instrument : Multiband Imaging Photometer (MIPS). Requête Simbad pour R Hya.

Dans le texte de la page Web, il est écrit : « Ce choc d'arc mesure 16 295 unités astronomiques de l'étoile au sommet et 6 188 unités astronomiques d'épaisseur (une unité astronomique est la distance entre le soleil et la Terre)… La masse du choc d'arc est d'environ 400 fois la masse de la Terre.".

La page Web : « À propos de la table de mappage des couleurs », qui explique trois des longueurs d'onde utilisées dans l'image, dit : «$box[#E8D8D0, 0,15pt]{color{jaune}{ ext{Infrarouge}}, 3,6 mu m}$, $box[#F8E8D0, 0.15pt]{ color{orange}{ ext{Infrarouge}}, 4.5 mu m}$, $box[#E5DBD2, 0.15pt]{ color{red}{ ext{Infrarouge}}, 8.0 mu m}$". Ils n'expliquent pas la bande violette sur cette page Web. Les données brutes sont bien plus utiles qu'une image mappée en couleur préparée pour la consommation publique.

Le document auquel vous avez lié dit à la page 6 :

"A 165 pc (Zijlstra et al. 2002) avec les -10 km s$^{-1}$ vitesse radiale (Knapp et al. 1998), la vitesse spatiale de R Hya est de 50 $pm$ 1 km s$^{-1}$ dans la direction à 12° (côté reculé) du plan du ciel. Les profils asymétriques du CO (Knapp et al. 1998 ; Teyssier et al. 2006) peuvent alors s'expliquer par ce choc d'arc incliné, dans lequel les fronts de choc fuyant et approchant coupent la ligne de visée à des angles distincts.
Les dimensions physiques du choc d'étrave observé (0,03 pc d'épaisseur situé à 7,9 x 10$^{-2}$ en avant de l'étoile) sont cohérents avec les modèles de choc d'étrave du vent stellaire pour les étoiles AGB (Wareing et al. 2006a). Adopter le taux de perte de masse de 3 x 10$^{-7}$ M$_dot$ année$^{-1}$ (Zijlstra et al. 2002), vitesse du vent de 10 km s$^{-1}$ (par exemple, Knapp et al. 1998), et la formule pour $l$ dérivé de la conservation de la quantité de mouvement à travers le choc (Van Buren et al. 1990, éq. 2), la $H$ la densité est de 0,4 cm$^3$ et la densité de surface de choc est de 2,5 x 10$^{-7}$ gcm$^2$. Ainsi, la quantité estimée de matière contenue dans le choc d'étrave est d'environ 1,3 x 10$^{-4}$, en supposant un choc d'arc paraboloïdal de $y = x^2 /3l$ avec un rayon d'ouverture de 300".

Dans l'article : "Exact Analytic Solutions for Stellar Wind Bow Shocks" (mars 1996), par Francis P. Wilkin, Astrophysical Journal Letters v.459, p.L31 :

"Les chocs d'arc de vent stellaire sont des structures cométaires dues au passage supersonique d'étoiles soufflées par le vent. Ils balayent la matière interstellaire en coquilles minces et denses, qui peuvent être révélées par leur émission post-choc ou par la lumière diffusée, et fournissent un moyen d'étudier les vents qui pourraient autrement passer inaperçus…
La théorie des chocs d'arc soutenus par la quantité de mouvement a été développée pour la première fois par Baranov, Krasnobaev et Kulikovskii (1971, ci-après BKK), motivés par le problème de l'interaction du vent solaire avec le milieu interstellaire local…
Cette méthode permet d'obtenir des solutions simples et exactes pour toutes les grandeurs du modèle numérique de BKK : la forme de la coque et les distributions de masse et de vitesse à l'intérieur de celle-ci. Le fluide choqué dans la coque a une quantité de mouvement qui est précisément la somme vectorielle des quantités de mouvement qui lui sont communiquées par le vent et le milieu ambiant, intégré sur la surface de la coque, il n'est donc pas nécessaire de diviser le problème en parties normales et tangentielles dans coordonnées curvilignes. De plus, la queue de l'arc obéit à un modèle simple de chasse-neige à conservation de l'élan en deux dimensions.".

En particulier, à la page 3, il est dit :

"La vitesse tangentielle et la masse volumique de la surface sont tracées sur la figure 4 pour plusieurs valeurs de $a$. Pour la plupart des systèmes, $a$ devrait être faible, et la vitesse tangentielle devrait s'avérer un moyen plus sensible d'obtenir a que la colonne de masse.".


FIGUE. 4.-Vitesse interne de la coque en unités de V$_*$ (en haut) et la masse volumique surfacique en unités de $R_{0 ho_a}$ (en bas) pour plusieurs valeurs de $a$. Courbes pour $a$ = 0 et 2 sont étiquetés, et les courbes intermédiaires correspondent à $a$ = $frac{1}{4}$, $frac{1}{2}$, et 1. La masse par unité de surface $sigma$ est défini pour une ligne de visée normale à la coque. La direction normale à la coque peut être obtenue à partir de l'éq. (6), en utilisant la relation $hat{e}_n = hat{e}_t$ X $hat{e}_phi$. Si vu de l'angle $vartheta$ à la normale, la colonne de masse $sigma$ doit être modifié par un facteur de projection sec $vartheta$ tant que la longueur du trajet de la ligne de visée à travers l'épaisseur de la coque est courte par rapport à la courbure de la coque.

La quantité exacte de rayonnement infrarouge émis est fonction de la vitesse et de la température résultante, ce n'est pas un moyen de calculer l'énergie du bowshock et ce n'est pas cohérent. C'est un excellent moyen de visualiser qu'il y a est bowshock, tout comme la fumée ou les nuages ​​aident à visualiser le bowshock d'un avion ; au mieux, ce serait un moyen indirect de mesurer la vitesse et l'énergie.

Dans les notices mensuelles de la Royal Astronomical Society, Volume 441, Numéro 1, 11 juin 2014, Pages 809-812 article intitulé : « Detecting floating blackholes as they crossing the gas disc of the Milky Way », par Xiawei Wang et Abraham Loeb ils expliquent que le bowshock peut être non accompagné de CSE et que le rayonnement ne se limite pas aux bandes infrarouges.

"Dans cet article, nous proposons une signature d'observation supplémentaire des BH flottants, en utilisant le disque de gaz MW comme détecteur. Lorsque les BH traversent le disque MW de manière supersonique, ils génèrent un choc d'arc, qui se traduit par un rayonnement synchrotron détectable aux fréquences radio et infrarouges …

Les observations du disque galactique peuvent être utilisées pour déduire $n_0$ et $T_4$. La vitesse BH $V_•$ peut alors être estimée à partir de l'angle du cône de Mach. Le facteur de Lorentz maximal $gamma_{max}$ peut être déduit du pic du spectre synchrotron. Ceci, à son tour, donne $B_{−5}$ sur la base de l'équation (3). A partir de la pente du spectre synchrotron, l'indice de loi de puissance $ ho$ peut être estimé. Enfin, avec les paramètres ci-dessus contraints, le flux synchrotron peut être utilisé pour calibrer $M_•$. L'interprétation ci-dessus peut être vérifiée en observant les propriétés de l'amas d'étoiles porté par les BH flottants (O'Leary & Loeb 2009, 2012). L'émission diffuse de rayons X du BH et l'émission synchrotron du choc d'arc sont complétées par l'émission stellaire de l'amas d'étoiles qui l'entoure. Puisque la masse totale de l'amas d'étoiles est beaucoup plus petite que $M_•$, la gravité est dominée par le BH, et donc les étoiles n'affectent pas le choc de l'arc. On peut mesurer $M_•$ spectroscopiquement à partir de la dispersion des vitesses des étoiles en fonction de la distance au BH, et vérifier la cohérence avec l'estimation du flux synchrotron.".


Onde de choc

En astrophysique, un onde de choc se produit lorsque la magnétosphère d'un objet astrophysique interagit avec le plasma ambiant qui s'écoule à proximité, tel que le vent solaire. Pour la Terre et les autres planètes magnétisées, c'est la limite à laquelle la vitesse du vent stellaire chute brutalement à la suite de son approche de la magnétopause. Pour les étoiles, cette limite est généralement le bord de l'astrosphère, où le vent stellaire rencontre le milieu interstellaire. [1]


Quelle quantité de rayonnement infrarouge est émise par un choc d'arc ? - Astronomie

Ce rapport décrit les progrès de la première année d'un programme de recherche sur le rayonnement infrarouge des plasmas d'air mené au laboratoire de dynamique des gaz à haute température de l'Université de Stanford. Ce programme est destiné à étudier le masquage des signatures infrarouges par le plasma d'air formé derrière le choc d'étrave des missiles à grande vitesse. A ce jour, l'émission radiative des plasmas d'air dans l'infrarouge a fait l'objet de peu d'investigations expérimentales, et bien que plusieurs systèmes infrarouges soient déjà modélisés dans des codes de rayonnement tels que NEQAIR, des mesures sont nécessaires pour valider les prédictions numériques et indiquer si toutes les transitions de l'importance est prise en compte. Le présent programme est motivé par le fait que 9 états excités (A, B, C, D, B', F, H et H') du NO rayonnent dans l'infrarouge, notamment entre 1 et 1,5 microns où au moins 9 transitions impliquant peut être observé. Étant donné que ces transitions IR sont relativement bien séparées les unes des autres, les concentrations d'états de NO excités peuvent être facilement mesurées, fournissant ainsi des informations essentielles sur la chimie des états excités à utiliser dans les diagnostics optiques ou dans la validation de modèles d'excitation électroniques. Le développement de modèles collisionnels-radiatifs précis pour ces états excités de NO est important car les transitions UV-VUV de NO (bêta, gamma, epsilon, bêta prime, gamma prime) produisent une fraction majeure, sinon dominante, du rayonnement émis par l'air. plasmas. Au cours de la première année du programme, la recherche s'est concentrée sur la gamme spectrale de 1,0 à 1,5 micron, comme détaillé dans la section 2 de ce rapport. Les mesures, réalisées dans une torche à plasma à couplage inductif radiofréquence de 50 kW fonctionnant sur de l'air à pression atmosphérique, étendent les études précédentes du tube à choc par Wray à une gamme spectrale plus large (1,0 à 1,5 microns contre 0,9 à 1,2 microns) et à des températures plus élevées (7600 K dans la torche à plasma contre 6700 K dans le tube à choc). Ces températures plus élevées dans la présente expérience ont permis d'observer des états de NO excités à haute altitude qui étaient auparavant indétectables. Ces mesures sont actuellement étendues jusqu'à 5 microns, avec une attention particulière portée aux bandes rovibroniques de l'état fondamental du NO, des continuums moléculaires, des transitions du CO et d'autres systèmes importants. Les publications et présentations résultant de ou liées à ce travail sont citées dans la section 3, et la section 4 énumère le personnel qui a contribué à ce rapport.


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Dans : Astrophysical Journal, Vol. 672, n° 2, 10.01.2008, p. 974-983.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Modélisation du choc d'étrave infrarouge à δ Velorum

T2 - Implications pour les études de disques de débris et d'étoiles boötis

N2 - Nous avons découvert une région excédentaire dans l'infrarouge moyen en forme de choc d'arc devant δ Velorum en utilisant des observations de 24 m obtenues avec le photomètre d'imagerie multibande pour Spitzer (MIPS). Bien que la morphologie du choc d'arc n'ait été détectée que dans les observations à 24 m, son excès a également été résolu à 70 m. Nous montrons que le chauffage stellaire d'un nuage du milieu interstellaire ambiant (ISM) peut produire le flux mesuré. Étant donné que δ Velorum était auparavant classé comme une étoile à disque de débris, notre découverte peut remettre en question la même classification d'autres étoiles. Nous modélisons l'interaction de l'étoile et de l'ISM, produisant des images qui montrent la même géométrie et la même luminosité de surface que celles observées. L'ISM modélisé est ∼15 fois trop dense par rapport à la valeur moyenne de la bulle locale, ce qui est surprenant compte tenu de la proximité (24 pc) de δ Velorum. Les anomalies d'abondance des étoiles Boötis ont été expliquées précédemment comme résultant du même type d'interaction des étoiles avec l'ISM. Les spectres optiques à basse résolution de δ Velorum montrent qu'il n'appartient pas à cette classe d'étoiles. L'étoile est donc un banc d'essai intéressant pour la théorie d'accrétion ISM du phénomène λ Boötis.

AB - Nous avons découvert une région d'excès dans l'infrarouge moyen en forme de choc d'arc devant δ Velorum à l'aide d'observations de 24 m obtenues avec le photomètre imageur multibande pour Spitzer (MIPS). Bien que la morphologie du choc d'arc n'ait été détectée que dans les observations à 24 m, son excès a également été résolu à 70 m. Nous montrons que le chauffage stellaire d'un nuage du milieu interstellaire ambiant (ISM) peut produire le flux mesuré. Étant donné que δ Velorum était auparavant classé comme une étoile à disque de débris, notre découverte peut remettre en question la même classification d'autres étoiles. Nous modélisons l'interaction de l'étoile et de l'ISM, produisant des images qui montrent la même géométrie et la même luminosité de surface que celles observées. L'ISM modélisé est ∼15 fois trop dense par rapport à la valeur moyenne de la bulle locale, ce qui est surprenant compte tenu de la proximité (24 pc) de δ Velorum. Les anomalies d'abondance des étoiles Boötis ont été expliquées précédemment comme résultant du même type d'interaction des étoiles avec l'ISM. Les spectres optiques à basse résolution de δ Velorum montrent qu'il n'appartient pas à cette classe d'étoiles. L'étoile est donc un banc d'essai intéressant pour la théorie d'accrétion ISM du phénomène λ Boötis.


Des étoiles en fuite laissent des ondes infrarouges dans l'espace

Les chocs d'arc censés marquer les trajectoires d'étoiles massives et rapides sont mis en évidence dans ces images du télescope spatial Spitzer et de l'explorateur de sondage infrarouge à champ large de la NASA, ou WISE. Crédit : NASA/JPL-Caltech/Université du Wyoming

Les astronomes trouvent des dizaines d'étoiles parmi les plus rapides de notre galaxie à l'aide d'images du télescope spatial Spitzer et du Wide-field Infrared Survey Explorer de la NASA, ou WISE.

Lorsque des étoiles massives et rapides traversent l'espace, elles peuvent provoquer l'accumulation de matière devant elles de la même manière que l'eau s'accumule devant un navire. Appelées chocs d'arc, ces caractéristiques spectaculaires en forme d'arc dans l'espace conduisent les chercheurs à découvrir des étoiles massives, dites en fuite.

"Certaines étoiles obtiennent la botte lorsque leur étoile compagnon explose dans une supernova, et d'autres peuvent être expulsées d'amas d'étoiles surpeuplés", a déclaré l'astronome William Chick de l'Université du Wyoming à Laramie, qui a présenté les nouveaux résultats de son équipe à l'American Astronomical Society. réunion à Kissimmee, en Floride. "Le boost gravitationnel augmente la vitesse d'une étoile par rapport aux autres étoiles."

Notre propre soleil se promène dans notre galaxie de la Voie lactée à un rythme modéré. Il n'est pas clair si notre soleil crée un choc d'arc. Par comparaison, une étoile massive avec un choc d'arc étonnant, appelée Zeta Ophiuchi (ou Zeta Oph), voyage autour de la galaxie plus vite que notre soleil, à 54 000 mph (24 kilomètres par seconde) par rapport à son environnement. Le choc d'arc géant de Zeta Oph peut être vu sur cette image de la mission WISE :

L'étoile bleue près du centre de cette image est Zeta Ophiuchi. Lorsqu'elle est vue en lumière visible, elle apparaît comme une étoile rouge relativement faible entourée d'autres étoiles faibles et sans poussière. Cependant, dans cette image infrarouge prise avec le Wide-field Infrared Survey Explorer de la NASA, ou WISE, une vue complètement différente émerge. Zeta Ophiuchi est en fait une étoile bleue très massive, chaude et brillante qui se fraie un chemin à travers un grand nuage de poussière et de gaz interstellaires. Les astronomes pensent que ce mastodonte stellaire faisait probablement autrefois partie d'un système stellaire binaire avec un partenaire encore plus massif. On pense que lorsque le partenaire a explosé en tant que supernova, faisant exploser la majeure partie de sa masse, Zeta Ophiuchi a été soudainement libéré de l'attraction de son partenaire et a tiré comme une balle se déplaçant à 24 kilomètres par seconde (54 000 miles par heure). Zeta Ophiuchi est environ 20 fois plus massive et 65 000 fois plus lumineuse que le soleil. S'il n'était pas entouré d'autant de poussière, ce serait l'une des étoiles les plus brillantes du ciel et semblerait bleu à l'œil. Comme toutes les stars avec ce genre de masse et de puissance extrêmes, elle souscrit à la devise "vivre vite, mourir jeune". Il est déjà à mi-chemin de sa très courte durée de vie de 8 millions d'années. En comparaison, le soleil est à peu près à mi-chemin de sa durée de vie de 10 milliards d'années. Alors que le soleil finira par devenir une naine blanche silencieuse, Zeta Ophiuchi, comme son ex-partenaire, mourra finalement dans une explosion massive appelée supernova. Les caractéristiques les plus intéressantes de cette image sont peut-être liées au gaz et à la poussière interstellaires qui entourent Zeta Ophiuchi. Sur les côtés de l'image et à l'arrière-plan se trouvent des nuages ​​​​de poussière relativement calmes, apparaissant verts et vaporeux, rappelant légèrement les aurores boréales. Près de Zeta Ophiuchi, ces nuages ​​sont assez différents. Le nuage dans toutes les directions autour de l'étoile est plus brillant et plus rouge, car les quantités extrêmes de rayonnement ultraviolet émis par l'étoile chauffent le nuage, le faisant briller plus intensément dans l'infrarouge que d'habitude. Encore plus frappant, cependant, est la caractéristique incurvée jaune vif directement au-dessus de Zeta Ophiuchi. Ceci est un magnifique exemple d'un choc d'arc. Sur cette image, l'étoile en fuite vole du bas à droite vers le haut à gauche. Ce faisant, son vent stellaire très puissant repousse le gaz et la poussière (le vent stellaire s'étend bien au-delà de la partie visible de l'étoile, créant une « bulle » invisible tout autour d'elle). Et juste devant la trajectoire de l'étoile, le vent comprime tellement le gaz qu'il brille extrêmement fort (dans l'infrarouge), créant un choc d'étrave. Cela ressemble à l'effet que vous pourriez voir lorsqu'un bateau pousse une vague devant lui alors qu'il se déplace dans l'eau. Cette caractéristique est complètement cachée dans la lumière visible. Des images infrarouges comme celle de WISE jettent une lumière entièrement nouvelle sur la région. Les couleurs utilisées dans cette image représentent des longueurs d'onde spécifiques de la lumière infrarouge. Le bleu et le cyan (bleu-vert) représentent la lumière émise à des longueurs d'onde de 3,4 et 4,6 microns, qui provient principalement des étoiles. Le vert et le rouge représentent la lumière de 12 et 22 microns, respectivement, qui est principalement émise par la poussière. Crédit : NASA/JPL-Caltech/UCLA

La vitesse des étoiles se déplaçant dans l'espace et leur masse contribuent à la taille et à la forme des chocs d'arc. Plus une étoile est massive, plus elle répand de matière dans les vents à grande vitesse. Zeta Oph, qui est environ 20 fois plus massive que notre soleil, a des vents supersoniques qui frappent le matériau devant lui.

Le résultat est un amoncellement de matière qui brille. Le matériau en forme d'arc se réchauffe et brille avec la lumière infrarouge. Cette lumière infrarouge se voit attribuer la couleur rouge dans les nombreuses images de chocs d'arc capturées par Spitzer et WISE.

Chick et son équipe se sont tournés vers les données infrarouges d'archives de Spitzer et de WISE pour identifier de nouveaux chocs d'arc, y compris des chocs plus éloignés et plus difficiles à trouver. Leur recherche initiale a révélé plus de 200 images d'arcs rouges flous. Ils ont ensuite utilisé l'observatoire infrarouge du Wyoming, près de Laramie, pour suivre 80 de ces candidats et identifier les sources derrière les chocs d'arc suspectés. La plupart se sont avérés être des étoiles massives.

Les résultats suggèrent que la plupart des chocs d'arc sont le résultat de fugues rapides qui ont reçu un coup de pied gravitationnel par d'autres étoiles. Cependant, dans quelques cas, les caractéristiques en forme d'arc pourraient s'avérer être autre chose, comme de la poussière d'étoiles et des nuages ​​de naissance d'étoiles nouveau-nées. L'équipe prévoit d'autres observations pour confirmer la présence de chocs d'étrave.

"Nous utilisons les chocs d'arc pour trouver des étoiles massives et/ou en fuite", a déclaré l'astronome Henry "Chip" Kobulnicky, également de l'Université du Wyoming. "Les chocs d'arc sont de nouveaux laboratoires pour étudier les étoiles massives et répondre aux questions sur le destin et l'évolution de ces étoiles."

Un autre groupe de chercheurs, dirigé par Cintia Peri de l'Institut argentin de radioastronomie, utilise également les données Spitzer et WISE pour trouver de nouveaux chocs d'arc dans l'espace. Seulement au lieu de rechercher les arcs au début, ils commencent par traquer les étoiles rapides connues, puis ils les scannent pour les chocs d'arc.

"WISE et Spitzer nous ont donné les meilleures images de chocs d'arc jusqu'à présent", a déclaré Peri. "Dans de nombreux cas, les chocs d'arc qui semblaient très diffus auparavant peuvent maintenant être résolus et, de plus, nous pouvons voir de nouveaux détails sur les structures."

Certains des premiers chocs d'arc d'étoiles en fuite ont été identifiés dans les années 1980 par David Van Buren du Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie. Lui et ses collègues les ont trouvés en utilisant les données infrarouges du satellite astronomique infrarouge (IRAS), un prédécesseur de WISE qui a scanné tout le ciel infrarouge en 1983.

Kobulnicky et Chick appartiennent à une plus grande équipe de chercheurs et d'étudiants étudiant les chocs d'arc et les étoiles massives, dont Matt Povich de la California State Polytechnic University, Pomona. La National Science Foundation finance leurs recherches.

Les images de Spitzer, WISE et IRAS sont archivées dans les archives scientifiques infrarouges de la NASA hébergées au Centre de traitement et d'analyse infrarouges du California Institute of Technology à Pasadena. Caltech gère JPL pour la NASA.


Titre : L'OBJET MYSTERIEUX DE LA FAUCILLE DANS LA NÉBULEUSE DE LA CARINE : UN CHOC À L'ARC INDUITE PAR LE VENT STELLAR PÂTURANT UNE BOTTE ?

Les images optiques et proche infrarouge de la nébuleuse de la Carène montrent une caractéristique particulière en forme d'arc, que nous appelons la ''Faucille'', à côté de l'étoile de type B Trumpler 14 MJ 218. Nous utilisons des observations multi-longueurs d'onde pour explorer et contraindre la nature et l'origine de la nébulosité. En utilisant des données submillimétriques d'APEX/LABOCA ainsi que des cartes infrarouges lointaines de Herschel, nous avons découvert un amas dense et compact avec une masse de 40 millions situé près de l'apex de la faucille. Nous étudions comment l'étoile B MJ 218, la faucille et la touffe sont liées. Nos simulations numériques montrent qu'en principe, une étoile de type B située près du bord d'un amas peut produire un front de choc éolien en forme de croissant, similaire à la morphologie observée. Cependant, le mouvement propre observé de MJ 218 suggère que l'étoile se déplace à grande vitesse (100 km s) à travers le gaz interstellaire ambiant. Nous soutenons que l'étoile est sur le point de frôler la surface de la touffe et que la faucille est un choc d'arc induit par le vent stellaire, alors que l'objet se déplace de manière supersonique à travers le gradient de densité dans l'enveloppe de la touffe.


La NASA dit adieu à la mission du télescope spatial qui a révélé l'univers caché

Le 30 janvier 2020, la vénérable mission du télescope spatial Spitzer prendra officiellement fin alors que la NASA cède la place à un observatoire de nouvelle génération. Pendant plus de 16 ans, Spitzer a été l'un des quatre grands observatoires de la NASA, surveillant le ciel en infrarouge. Au cours de sa vie, Spitzer a détecté des planètes et des signes d'habitabilité au-delà de notre système solaire, a renvoyé des images époustouflantes des régions où les étoiles sont nées, a espionné la lumière des galaxies lointaines formées lorsque l'univers était jeune et a découvert un énorme anneau inédit autour de Saturne. Lisez la suite pour en savoir plus sur cette mission incroyable et rassemblez des outils pour enseigner à vos étudiants qu'il y a vraiment plus que ce qu'il y a à voir dans l'univers infrarouge !

Comment ça a fonctionné

Les yeux humains ne peuvent voir que la partie du spectre électromagnétique connue sous le nom de lumière visible. En effet, la rétine humaine ne peut détecter que certaines longueurs d'onde de la lumière grâce à des photorécepteurs spéciaux appelés bâtonnets et cônes. Tout ce que nous voyons avec nos yeux émet ou réfléchit de la lumière visible. Mais la lumière visible n'est qu'une petite partie du spectre électromagnétique. Pour "voir" des choses qui émettent ou réfléchissent d'autres longueurs d'onde de lumière, nous devons nous fier à une technologie conçue pour détecter ces portions du spectre électromagnétique. L'utilisation de cette technologie spécialisée nous permet de scruter l'espace et d'observer des objets et des processus que nous ne serions pas en mesure de voir autrement.

Ce diagramme montre les longueurs d'onde de la lumière sur le spectre électromagnétique et comment elles sont utilisées pour diverses applications. Crédit image : NASA | + Agrandir l'image

L'infrarouge est l'une des longueurs d'onde de la lumière qui ne peuvent pas être vues par les yeux humains. (Cela peut parfois être ressenti par notre peau sous forme de chaleur si nous sommes suffisamment près d'une source puissante.) Tous les objets qui ont de la température émettent de nombreuses longueurs d'onde de lumière. Plus ils sont chauds, plus ils émettent de lumière. La plupart des choses dans l'univers sont suffisamment chaudes pour émettre un rayonnement infrarouge, et cette lumière peut être vue par un télescope à détection infrarouge. Étant donné que l'atmosphère terrestre absorbe la plupart des rayonnements infrarouges, les observations infrarouges de l'espace sont mieux réalisées depuis l'extérieur de l'atmosphère de la planète.

Apprenez-en plus sur la partie infrarouge du spectre électromagnétique et sur la façon dont la NASA l'utilise pour explorer l'espace. Crédit : NASA/JPL-Caltech | Regarder sur YouTube

Ainsi, pour avoir un aperçu des objets spatiaux qui étaient autrement cachés, la NASA a lancé le télescope spatial Spitzer en 2003. Refroidi par de l'hélium liquide et capable de voir le ciel dans l'infrarouge, Spitzer s'est lancé sur une orbite terrestre autour du Soleil, où il est devenu une partie du programme du Grand Observatoire de l'agence avec le télescope spatial Hubble à détection de lumière visible et proche infrarouge, l'observatoire Compton Gamma-Ray et l'observatoire Chandra X-ray. (Garder le télescope froid réduit les risques que la chaleur, ou la lumière infrarouge, du vaisseau spatial interfère avec ses observations astronomiques.)

Au cours de sa vie, Spitzer a été utilisé pour détecter la lumière provenant d'objets et de régions de l'espace où l'œil humain et les télescopes optiques ou à détection de lumière visible peuvent ne rien voir.

Pourquoi c'est important

Le télescope spatial Spitzer de la NASA a renvoyé des volumes de données, donnant lieu à de nombreuses découvertes scientifiques.

De vastes et denses nuages ​​de poussière et de gaz bloquent notre vision de nombreuses régions de l'univers. La lumière infrarouge peut pénétrer ces nuages, permettant à Spitzer de scruter des régions autrement cachées de formation d'étoiles, de nouveaux systèmes planétaires et les centres de galaxies.

Le choc d'arc, ou onde de choc, devant l'étoile géante Zeta Ophiuchi montré dans cette image de Spitzer n'est visible qu'en lumière infrarouge. Le choc de l'arc est créé par les vents qui s'échappent de l'étoile, créant des ondulations dans la poussière environnante. Crédit image : NASA/JPL-Caltech | › Image complète et légende

L'astronomie infrarouge révèle également des informations sur des objets plus froids dans l'espace, tels que des étoiles plus petites trop faibles pour être détectées par leur lumière visible, des planètes situées au-delà de notre système solaire (appelées exoplanètes) et des nuages ​​​​moléculaires géants où naissent de nouvelles étoiles. De plus, de nombreuses molécules dans l'espace, y compris des molécules organiques considérées comme essentielles à la formation de la vie, ont des signatures spectrales uniques dans l'infrarouge. Spitzer a été capable de détecter ces molécules alors que d'autres instruments ne l'ont pas fait.

Les télescopes spatiaux Spitzer et Hubble de la NASA ont tous deux contribué à cette image vibrante de la nébuleuse d'Orion. La vue infrarouge de Spitzer a exposé des molécules riches en carbone, représentées sur cette image sous forme de mèches de rouge et d'orange. Crédit image : NASA/JPL-Caltech/T. Megeath (Université de Tolède) & M. Robberto (STScI) | › Image complète et légende

Les étoiles naissent de nuages ​​de poussière et de gaz se condensant. Ces étoiles nouvellement formées ne sont optiquement visibles qu'une fois qu'elles ont emporté le cocon de poussière et de gaz dans lequel elles sont nées. Mais Spitzer a pu voir des étoiles naissantes se former dans leurs nuages ​​de gaz et de poussière, nous aidant ainsi à en savoir plus sur les cycles de vie des étoiles et la formation des systèmes solaires.

Les étoiles nouveau-nées jettent un coup d'œil sous leur couverture de poussière natale dans cette image dynamique du nuage sombre Rho Ophiuchi de Spitzer. Les couleurs de cette image reflètent les températures relatives et les états évolutifs des différentes étoiles. Les étoiles les plus jeunes sont représentées en rouge tandis que les étoiles plus évoluées sont représentées en bleu. Crédit image : NASA/JPL-Caltech/Harvard-Smithsonian CfA | › Image complète et légende

Les émissions infrarouges de la plupart des galaxies proviennent principalement des étoiles ainsi que du gaz et de la poussière interstellaires. Avec Spitzer, les astronomes ont pu voir quelles galaxies forment furieusement des étoiles, localiser les régions en leur sein où naissent les étoiles et identifier la cause du baby-boom stellaire. Spitzer a donné aux astronomes des informations précieuses sur la structure de notre propre galaxie de la Voie lactée en révélant où se forment toutes les nouvelles étoiles.

Cette image de Spitzer, qui couvre une étendue horizontale de 890 années-lumière, montre des centaines de milliers d'étoiles entassées dans le noyau tourbillonnant de notre galaxie spirale de la Voie lactée. Sur les images en lumière visible, cette région ne peut pas du tout être vue car la poussière située entre la Terre et le centre galactique bloque notre vue. Crédit image : NASA/JPL-Caltech | › Image complète et légende

Spitzer a marqué une nouvelle ère dans l'étude des planètes en dehors de notre système solaire en étant le premier télescope à détecter directement la lumière émise par ces soi-disant exoplanètes. Cela nous a permis d'étudier et de comparer directement ces exoplanètes. Using Spitzer, astronomers have been able to measure temperatures, winds and the atmospheric composition of exoplanets – and to better understand their potential habitability. The discoveries have even inspired artists at NASA to envision what it might be like to visit these planets.

Thanks to Spitzer, scientists are learning more and more about planets beyond our solar system. These discoveries have even inspired a series of posters created by artists at NASA, who imagined what future explorers might encounter on these faraway worlds. Image credit: NASA/JPL-Caltech | › Download posters

Data collected by Spitzer will continue to be analyzed for decades to come and is sure to yield even more scientific findings. It's certainly not the end of NASA's quest to get an infrared window into our stellar surroundings. In the coming years, the agency plans to launch its James Webb Space Telescope, with a mirror more than seven times the diameter of Spitzer's, to see the universe in even more detail. And NASA's Wide Field Infrared Survey Telescope, or WFIRST, will continue infrared observations in space with improved technology. Stay tuned for even more exciting infrared imagery, discoveries and learning!

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Use these lessons, videos and online interactive features to teach students how we use various wavelengths of light, including infrared, to learn about our universe:

Using Light to Study Planets

Students build a spectrometer using basic materials as a model for how NASA uses spectroscopy to determine the nature of elements found on Earth and other planets.

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Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Measurements of ultraviolet radiation from a 5-km/s bow shock

N1 - Funding Information: The UVDE was supported by the Innovative Science and Technology Office of the Ballistic Missile Defense Organization. The design, construction, and calibration of the payload instrumentation involved a collaborative effort among many institutions with Utah State University, Logan, Utah, serving as overall program manager for the instrument package. Utah State University also developed and fabricated the filtered photometers and the atomic oxygen [OI A130.4 nm] and hydrogen [HI A121.5 nm] VUV sensors. The University of Pittsburgh, Pittsburgh, Pennsylvania, developed and fab-ricated the rapid scanning spectrometers and the langmuir microprobe module. Data analyses and manuscript preparation were performed at the Institute for Defense Analyses, Alexandria, Virginia. Funding Information: The UVDE was supported by the Innovative Science and Technology Office of the Ballistic Missile Defense Organization. The design, construction, and calibration of the payload instrumentation involved a collaborative effort among many institutions with Utah State University, Logan, Utah, serving as overall program manager for the instrument package. Utah State University also developed and fabricated the filtered photometers and the atomic oxygen [Ol A130.4 nm] and hydrogen [HI A121.5 nm] VUV sensors. The University of Pittsburgh, Pittsburgh, Pennsylvania, developed and fabricated the rapid scanning spectrometers and the langmuir microprobe module. Data analyses and manuscript preparation were performed at the Institute for Defense Analyses, Alexandria, Virginia. Publisher Copyright: Copyright © 1993 by the authors.

N2 - Ultraviolet emission from a 5.1-km/s re-entry bow shock was measured in a sounding rocket experiment launched from the Barking Sands Research Range (Kauai, Hawaii) in February 1991 at 14:30 GMT. Optical data were obtained on the downleg portion of the flight as the payload descended from 115 to 62 km in a very shallow trajectory at a nearly constant speed. The intensity of the ultraviolet spectrum (A200-400 nm), and the vacuum ultraviolet resonance radiation emitted by atomic oxygen and hydrogen at A130.4 nm and À121.5 nm, respectively, were measured. Data from optical instruments in the 200-400-nm spectral region is presented here. Langmuir probe measurements provided data on the total plasma density and electron temperature in the boundary layer over a limited altitude range.

AB - Ultraviolet emission from a 5.1-km/s re-entry bow shock was measured in a sounding rocket experiment launched from the Barking Sands Research Range (Kauai, Hawaii) in February 1991 at 14:30 GMT. Optical data were obtained on the downleg portion of the flight as the payload descended from 115 to 62 km in a very shallow trajectory at a nearly constant speed. The intensity of the ultraviolet spectrum (A200-400 nm), and the vacuum ultraviolet resonance radiation emitted by atomic oxygen and hydrogen at A130.4 nm and À121.5 nm, respectively, were measured. Data from optical instruments in the 200-400-nm spectral region is presented here. Langmuir probe measurements provided data on the total plasma density and electron temperature in the boundary layer over a limited altitude range.


Runaway Star Creates Beautiful Bow Shock

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A massive star is caught fleeing its former companion, careening through space behind a brilliant yellow arc of gas and dust, in this exquisite new image from NASA's Wide-Field Infrared Survey Explorer telescope.

Named Zeta Ophiuchi, the bright blue star in the image's center is about 20 times more massive than our sun. Were it not shrouded by dust, it would be one of the brightest stars in the sky -- yet long ago, it orbited an even more massive star.

When that star exploded in a supernova, Zeta Ophiuchi took off like a shot. When WISE caught it, Zeta Ophiuchi was flying at 54,000 miles per hour.

As it plows through space, the star's powerful winds shove gas and dust out of its way into a bow shock, much like a boat's prow displaces water. Although this bright arc is hidden in visible light, matter in the shock is so compressed that it heats up and glows in wavelengths visible to WISE's infrared eyes.

The picture was generated by combining 16 individual exposures, which were taken between February 27 and March 7, 2010. Blue and cyan coloring in this image represent light emitted at wavelengths of 3.4 and 4.6 micrometers, which is predominantly from stars. Green represents 12-micrometer light and red represents 22-micrometer light, which is mostly emitted by dust.

Zeta Ophiuchi is already about halfway through its 8-million-year lifespan. Like its late partner, it will probably end its life exploding as a supernova.


What a Shock! Galaxies Caught Colliding

A galaxy in Stephan's Quintet is rushing headlong into a cluster of neighboring galaxies at more than one million mph and generating one of the largest shock waves scientists have ever seen.

The finding, made using NASA's Spitzer Space Telescope, gives astronomers a chance to see a galactic collision in action and could help explain why some galaxies are more luminous in the infrared than others.

A cosmic pileup

Stephen's Quintet is a cluster of five galaxies located about 300 million light-years away in the constellation Pegasus. For decades, astronomers using optical telescopes have known that galaxies in the cluster had experienced encounters in the past and that some were colliding even now.

But it wasn't until they used Spitzer's Infrared Spectrograph on the galaxy cluster that they could make out the details of what was happening.

They discovered that one of the galaxies, called NGC 7318b, is currently falling toward three of the others at a very high speed and generating a giant shock wave, or "bow shock," in front of it. A bow shock is akin to the ripple raised by a boat's bow as it moves through the water.

NGC 7318b is estimated to be moving at more than 540 miles per second (873 kms) and generating a colossal shockwave larger than our own Milky Way Galaxy.

Faster than sound

Shock waves are generated when an object moves faster than the speed of sound through some kind of medium. On Earth, the medium is usually air or water in space, it's interstellar gas.

One familiar type of shock wave is the "sonic boom" created by supersonic jets as they fly by overhead. As the jet moves through the air, it creates pressure waves in front and behind it. These waves travel at the speed of sound, called Mach 1. As the jet approaches this speed, it compresses the waves together into a cone-shaped "shock" which travels outward toward the ground, producing an audible boom.

In Stephan's Quintet, the shock wave generated by the infall of NGC 7318b is estimated to be moving at speeds greater than Mach 100.

Machine à remonter le temps

The researchers discovered the shockwave after detecting infrared radiation emitted from molecular hydrogen in the region that had been disturbed. Unlike atomic hydrogen, molecular hydrogen emits infrared energy when jostled.

The finding could lead to a better understanding of so-called Ultra-luminous Infrared Galaxies, which typically have infrared luminosities 100 to 1,000 times greater than the Milky Way.

"We know that these galaxies are involved in vast mergers and collisions," said study leader Philip Appleton of the California Institute of Technology. "It's possible that some of the emission we see from them is created not by stars, but by vast shocks in the gas between colliding galaxies."

The finding also gives scientists a glimpse into what the universe was like in the first few billion years after the Big Bang. It's thought that many galaxies, including our own, grew as a result of galactic mergers and that these events were more common during the early years of the universe.

"In this respect these observations are a bit like stepping into a time machine," said study team member Cristina Popescu from the Max Planck Institute for Nuclear Physics in Germany.

In addition to acting like a window into the far distant past, the collision in Stephen's Quintet could give scientists a preview of our own galaxy's fate in the far distant future.

Scientists predict that in about 2 or 3 billion years, the Milky Way will collide with the slightly larger Andromeda Galaxy. It's expected that both galaxies will lose their spiral shape and merge to become a single elliptical galaxy.

The finding is detailed in the March 10 issue of Lettres de revues astrophysiques.