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Que cherche-t-on à observer ?

27 août 2011 ( maj : 28 juin 2014 )

Le champ des objets en astrophysique est très vaste. Nous ne décrivons ici que quelques uns des objets qui nous intéressent le plus dans le cadre des « services d’observation » auxquels l’OSUG/IPAG participe. On peut les répartir en 4 grandes thématiques :

  • Les étoiles et leur environnement : Leur environnement comprend en particulier les exo-planètes, les disques circumstellaires et les jets. Nous nous intéressons également à l’activité magnétique des étoiles.
  • La planétologie : Nous sommes impliqués dans l’étude des planètes et autres corps de notre système solaire, et notamment les comètes.
  • Le milieu interstellaire
  • La cosmologie : nous sommes surtout impliqués dans l’étude du fond diffus cosmologique

Les exo-planètes

Les exo-planètes sont des planètes en orbite autour d’étoiles autres que le Soleil. La première exo-planète autour d’une étoile semblable au Solei l a été détectée en 1995 par M. Mayor et D. Queloz, à l’Observatoire de Haute Provence, grâce à la technique des vitesses radiales. Cette planète tourne autour de l’étoile 51 Peg, est située à 48 années lumière de la Terre. Sa masse est la moitié de la masse de Jupiter (la planète la plus massive du système solaire, située à 5 unités astronomiques du Soleil) et elle tourneà une distance de seulement 0.05 unités astronomiques (soit 7.5 millions de kilomètres) de son étoile : elle est donc beaucoup plus proche de son étoile que Mercure (la planète du système solaire la plus proche du Soleil, à 0.39 unité astronomique) ne l’est du Soleil. Beaucoup d’autres planètes similaires ont été découvertes depuis, elles sont appelées des « Jupiters chauds ». De nombreuses exo-planètes sont aujourd’hui connues (plus de 500 à ce jour), et beaucoup d’entre elles se trouvent dans des systèmes multiples, c’est-à-dire que plusieurs planètes tournent autour d’une même étoile, formant ainsi des systèmes exo-planétaires. La technique des vitesses radiales est indirecte, et une exo-planète a été détectée pour la première fois de manière directe, par imagerie, en 2005, par une équipe de l’OSUG /IPAG. Une méthode de plus en plus utilisée est également la méthode des transits.

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Les champs magnétiques stellaires

Le champ magnétique joue un rôle très important dans les atmosphères stellaires. Le cas le mieux connu est bien sur le Soleil, qui présente de nombreuses tâches sombres à sa surface (les tâches solaires) ainsi que d’autres structures fortement liées au champ magnétique (plages en surface, protubérances, …). Ces structures sont liées à l’existence d’un champ magnétique généré à l’intérieur du Soleil par un processus de dynamo (qui consiste à générer et maintenir un champ magnétique à partir de la matière ionisée en mouvement : rotation et convection). Les propriétés de cette activité magnétiques sont très bien connues, avec par exemple la variabilité du niveau de l’activité solaire au cours d’un cycle de 11 ans. D’autres étoiles présentent des champs magnétiques, avec des propriétés plus ou moins semblables à celles du Soleil. L’éloignement des étoiles autres que le Soleil empêche cependant d’observer ces champs magnétiques stellaires avec autant de précision que ceux du Soleil, mais plusieurs instruments dédiés à ce type d’observation sont en service depuis les années 1990. Ils utilisent une technique appelée polarimétrie. Il est aussi possible de détecter l’activité stellaire en observant les variations du flux lumineux au cours du temps, qui peuvent par exemple être dues au passage de tâches plus sombres ou plus brillantes à la surface de l’étoile.

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Les disques circumstellaires

Certaines étoiles sont entourées d’épais disques de poussières et de gaz. Ces disques sont le résidu du nuage à partir duquel s’est formée l’étoile : ce nuage s’aplatit au cours de la formation de l’étoile à cause de sa rotation. C’est dans ce disque, que l’on appelle disque protoplanétaire, que peuvent se former des planètes, à partir de la matière présente. Après la formation éventuelle de planètes, ce disque devient un disque de débris, qui peut finir par disparaitre ou être très ténu. Lorsque l’étoile est plus vieille, ce disque a donc disparu, mais il peut rester de la matière, formant ce que l’on appelle un disque de débris, qui ne contient plus que de la poussière et éventuellement des corps plus gros, comme des astéroïdes par exemple ou des planètes. Un exemple typique de ce type de disque est le disque de β Pictoris. Le système solaire est ainsi entouré d’une ceinture d’astéroïdes (situés entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter), et de la ceinture de Kuiper (située au-delà de l’orbite de Neptune et qui contient de nombreux corps, dont Pluton), et le nuage zodiacal. Le premier disque de débris en dehors du système solaire a été détecté en 1984 autour de l’étoile Vega, l’une des étoiles les plus brillantes du ciel. L’étude des disques est essentielle pour comprendre la formation des exo-planètes et des systèmes exo-planétaires.

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Les comètes

Les comètes sont de petits corps du système solaire. Elles sont formées d’un noyau, qui est composé de glaces et de poussières. Ce noyau peut atteindre une dizaine de kilomètres de diamètre. Lorsqu’une comète s’approche suffisamment près du soleil, une partie s’évapore, formant une atmosphère autour du noyau (appelée chevelure ou coma). La poussière et le gaz ionisées forment ensuite une queue dans la direction opposée au Soleil (rectiligne dans le cas de la queue de plasma, et incurvée dans le cas de la queue de poussière). La chevelure et les queues ont des tailles beaucoup plus grandes que celle du noyau, ce qui les rend observables de la Terre lorsqu’elles passent à proximité.

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Le rayonnement cosmologique

La vitesse de la lumière est finie (300000 km/s), et par conséquent regarder un objet lointain signifie que l’on voit cet objet tel qu’il était dans le passé. Par exemple, la lumière du Soleil met 8 minutes pour nous parvenir : nous voyons le Soleil tel qu’il était 8 minutes auparavant. Le satellite Planck est capable d’observer ainsi l’Univers tel qu’il était il y 13 milliards d’année, lorsqu’il avait environ 380 000 ans. Ce rayonnement, correspondant initialement à un environnement chaud et dense, continue à se propager librement dans l’Univers, mais a été modifié du fait de l’expansion de l’Univers. La température de ce rayonnement fossile, le fond diffus cosmologique, est actuellement de l’ordre de 2.726 degrés Kelvin. Il a été observé par plusieurs expériences spatiales. Il est actuellement observé par Planck avec un niveau de précision inégalé, ce qui permet d’étudier en détail toutes ses propriétés.

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