Des lunettes aux télescopes extrêmement grands

En me promenant sur Internet il y a quelques semaines, je suis tombé sur cette belle illustration créée par un contributeur à Wikipédia. Elle montre l’évolution de la taille des lunettes et télescopes de l’ère moderne, depuis les dernières grandes lunettes du XIXe siècle jusqu’aux projets de télescopes que l’on qualifie d’extrêmement grands. Elle m’a donné l’idée d’une revue des instruments présents – nos progrès extraordinaires dans l’observation et la compréhension de l’Univers sont après tout l’un des plus grands triomphes de l’humanité.

Lunettes et télescopes

L’évolution de la taille des instruments d’observation astronomique depuis les dernières grandes lunettes jusqu’aux projets de télescopes qualifiés d’extrêmement grands. Crédit : Cmglee/Wikimedia Commons

Les lunettes et télescopes classiques

L’illustration commence avec les deux dernières grandes lunettes astronomiques. Rappelons qu’une lunette est un instrument qui utilise des lentilles, alors qu’un télescope utilise des miroirs.

La lunette d’un mètre de diamètre de l’observatoire de Yerkes dans le Wisconsin fut inaugurée en 1897 et de grands noms de l’astrophysique comme Otto Struve, Gerard Kuiper et Subrahmanyan Chandrasekhar y firent leurs découvertes.

Avec 1,25 mètre de diamètre, la lunette de l’exposition universelle de Paris en 1900 fut la plus grande lunette astronomique jamais construite, mais, de par sa nature, elle ne permit pas vraiment d’observations scientifiques.

Les lentilles de cette taille se déforment sous l’effet de la gravité, ce qui produit des distorsions optiques inacceptables. Pour continuer à grandir, on doit donc construire des télescopes puisqu’un miroir est beaucoup plus facile à tenir en place de manière rigide.

Avec 2,5 mètres de diamètre, le télescope Hooker du Mont Wilson près de Los Angeles fut le plus grand télescope du monde entre 1917 et 1948. C’est grâce à lui qu’Edwin Hubble mesura le décalage vers le rouge des galaxies et découvrit ainsi l’expansion de l’Univers.

En 1948, le télescope Hale de l’observatoire du Mont Palomar fut inauguré et domina l’observation astronomique pendant des décennies. C’est par exemple avec lui que Maarteen Schmidt identifia la contrepartie optique du premier quasar (découvert dans le domaine radio).

Mais les télescopes à miroir épais et rigide vont également finir par rencontrer une limite imposée par leur poids faramineux. Ainsi, le plus grand miroir rigide est celui de 6 mètres du télescope BTA-6 de l’observatoire de Zelenchukskaya dans le Caucase dont les observations commencèrent en 1975 et furent décevantes.

Les grands télescopes monolithiques

Dans les années 1990, deux nouvelles technologies apparaissent. D’abord, les miroirs minces non rigides contrôlés par des actuateurs qui leur donnent une forme parfaite dans n’importe quelle position. Ces miroirs minces vont permettre de construire des télescopes monolithiques allant jusqu’à une dizaine de mètres de diamètre.

Ensuite, l’optique adaptative, une technique par laquelle un petit miroir dans l’instrument peut changer de forme très rapidement pour compenser en temps réel les effets de la turbulence atmosphérique. Avec cette technique, les images deviennent plus nettes et permettent à ces télescopes d’atteindre une résolution digne de leur taille.

L’illustration montre les plus grands instruments à miroir mince : le Very Large Telescope, un ensemble de quatre télescopes de 8,2 mètres à Cerro Paranal au Chili qui ont été mis en service entre 1998 et 2001, le télescope Subaru de 8,2 mètres sur le volcan de Mauna Kea à Hawaii (1999), les télescopes Gemini North et South de 8,1 mètres, respectivement à Mauna Kea et à Cerro Pachón au Chili (1999 et 2000) et, enfin, les deux télescopes Magellan de 6,5 mètres à l’observatoire de Las Campanas au Chili (2000 et 2002).

On notera encore deux cas particuliers. D’abord, le Large Binocular Telescope en Arizona composé de deux télescopes de 8,4 mètres placés sur une monture commune (2008). Puis le Large Synoptic Survey Telescope, un télescope de 8,4 mètres actuellement en construction à Cerro Pachón et qui devrait commencer ses observations scientifiques en 2021. Ce télescope est conçu pour avoir un champ très large et nécessite trois grands miroirs, le troisième se trouvant dans la cavité centrale du premier.

Les télescopes segmentés

Parallèlement à la construction de grands miroirs minces monolithiques, une autre technologie va s’imposer pour atteindre des diamètres plus grands : les télescopes segmentés dont les miroirs sont l’assemblage d’un grand nombre de segments hexagonaux plutôt qu’un seul bloc.

Les premiers, inaugurés en 1993 et 1996, sont les deux télescopes Keck à Mauna Kea dont les miroirs sont formés de 36 segments et atteignent 10 mètres de diamètre. Puis le Hobby-Eberly Telescope de 9.2 mètres au McDonald Observatory au Texas avec 91 segments (1996).

Plus tard vient le Southern African Large Telescope (SALT) dans le désert du Kalahari avec un miroir de 11 mètres formé de 91 segments (2005). Et enfin le Gran Telescopio Canarias (GTC) avec 10.4 mètres de diamètre et 36 segments à l’observatoire de Roque de los Muchachos sur l’île de La Palma dans les Canaries (2007).

Les télescopes extrêmement grands

L’avenir des grands observatoires est la construction de télescopes qu’on qualifie d’extrêmement grands et qui vont produire des instruments gigantesques comme le montre l’illustration.

Avec ces observatoires, de nouveaux champs de recherche actuellement limités vont s’ouvrir, comme par exemple l’imagerie directe d’exoplanètes, l’étude de leur atmosphère, l’analyse de la population stellaire de galaxies éloignées ou la détection des premières étoiles et galaxies de l’Univers.

Le premier projet est le Giant Magellan Telescope (GMT) à l’observatoire de Las Campanas au Chili, un ensemble de 7 miroirs de 8,4 mètres, soit l’équivalent d’un miroir de 24 mètres de diamètre, dont les observations devraient commencer en 2020.

Puis le Thirty Meter Telescope (TMT) à Mauna Kea, un miroir formé de 492 segments, pour un diamètre total de 30 mètres, qui deviendra opérationnel en 2022.

Finalement, le plus grand télescope actuellement en construction, l’European Extremely Large Telescope (E-ELT) de l’ESO à Cerro Amazones au Chili, un système de 798 segments de 1,4 mètre, soit un diamètre total de 39 mètres, avec une première lumière prévue pour 2024.

L’illustration montre également l’Overwhelmingly Large Telescope, un ancien projet de télescope de 100 mètres de diamètre abandonné au profit de l’E-ELT (pour raisons budgétaires et l’on comprend pourquoi).

Les télescopes spatiaux

On remarquera encore en bas à gauche quelques télescopes spatiaux : les deux petits télescopes de la mission Gaia, celui de la mission Kepler, le miroir de 2,4 mètres du télescope spatial Hubble et le miroir segmenté de 6,5 mètres du télescope spatial James Webb formé de 18 éléments de 1,3 mètre de large, dont le lancement est prévu pour 2018.

Les télescopes spatiaux jouent évidemment un rôle vital dans l’observation du ciel car ils ne sont pas affectés par la turbulence et l’absorption de l’atmosphère, mais le coût prohibitif des lancements spatiaux limitera longtemps leur taille, donc leur capacité à collecter la lumière et leur résolution angulaire.

Notons encore que l’illustration représente des instruments qui opèrent dans les domaines visible et infrarouge. Les radiotélescopes sont généralement plus grands, car ils travaillent dans des longueurs d’onde plus grandes et les antennes radios sont moins chères à construire. Sur le diagramme, on peut voir le tracé du radiotélescope d’Arecibo à Porto Rico, la plus grande antenne du monde avec un diamètre de 305 mètres.

Pour en savoir plus sur les trois télescopes extrêmement grands : E-ELT, TMT, GMT.

Planck et l’âge sombre de l’Univers

Les collaborateurs de la mission Planck viennent de publier une analyse de l’ensemble des données enregistrées par le satellite entre 2009 et 2013. Ces résultats affinent certains paramètres déjà bien connus comme l’âge de l’Univers, mais présentent aussi pour la première fois des informations précises sur l’âge sombre de l’Univers, la période qui commence avec la formation des premiers atomes et finit avec la naissance des premières étoiles.

Tout d’abord, l’analyse des variations de température du rayonnement fossile a permis d’affiner la précision des paramètres cosmologiques traditionnels. L’âge de l’Univers est maintenant estimé à 13,77 milliards d’années. La composition de l’Univers est dorénavant 4,9 pour cent de matière ordinaire, 25,9 pour cent de matière noire et 69,2 pour cent d’énergie noire.

L’âge sombre de l’Univers

Les résultats les plus attendus portent sur la polarisation du rayonnement fossile. Rappelons que, d’un point de vue ondulatoire, la lumière représente la propagation d’une onde électromagnétique, c’est-à-dire d’oscillations des champs électrique et magnétique. La polarisation décrit alors la façon dont la direction du champ électrique change avec le temps. Une polarisation rectiligne représente une direction d’oscillation fixe du champ électrique, alors qu’une polarisation circulaire indique une direction d’oscillation en rotation.

La manière dont la polarisation du rayonnement fossile varie selon la direction du ciel nous permet d’analyser certains processus qui ont modifié ce rayonnement pendant les milliards d’années qui nous séparent de sa naissance. Elle nous donne en particulier accès à la période la plus mal connue : l’âge sombre de l’Univers.

La polarisation du rayonnement fossile observée par Planck

La polarisation du rayonnement fossile observée par Planck. La couleur représente les infimes variations de température du rayonnement fossile. La texture représente la direction de la polarisation du rayonnement (ou pour être plus précis de la fraction polarisée de ce rayonnement). Crédit : ESA et la collaboration Planck

Pendant cette ère, qui commence avec le découplage rayonnement-matière 380.000 ans après le Big Bang, l’Univers ne contient pas d’étoile et la seule lumière présente est celle du rayonnement fossile. L’ère finit avec la formation des premières étoiles qui vont peu à peu illuminer l’Univers et commencer à former les éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium.

Alors que l’Univers ne contient que des atomes pendant son âge sombre, le rayonnement de ces premières étoiles contribue à ioniser leur environnement, c’est-à-dire casser les atomes pour former des nuages d’électrons et de protons. C’est en traversant de tels nuages que le rayonnement fossile gagne une certaine polarisation qui peut encore être détectée de nos jours.

L’analyse de la polarisation du rayonnement fossile nous permet ainsi de remonter à cette époque très reculée en mettant en évidence le moment où l’ionisation de l’Univers devient suffisamment prononcée pour laisser une empreinte détectable. Les observations de Planck indiquent que cette réionisation de l’Univers devient notable 550 millions d’années après le Big Bang.

Les ondes gravitationnelles primordiales

L’autre résultat très attendu porte sur la recherche de traces de la période d’inflation qui a suivi le Big Bang, en particulier après l’annonce en 2014 de la détection d’ondes gravitationnelles dans le rayonnement fossile par l’équipe de la collaboration BICEP2.

Malheureusement, comme l’on s’y attendait, les mesures de Planck montrent que la polarisation observée par le projet BICEP2 peut être complètement expliquée par l’émission des poussières interstellaires de la Voie Lactée et aucune conclusion d’origine cosmologique n’est possible. Notons néanmoins que les mesures sont tout à fait conformes à la plupart des modèles d’inflation et une détection cosmologique future par des observations plus poussées n’est pas exclue.

L’émission des poussières interstellaires observée par Planck

L’émission des poussières interstellaires de la Voie Lactée observée par Planck. La couleur symbolise l’intensité de l’émission. La texture représente la polarisation de l’émission, qui elle-même indique la direction du champ magnétique. Cette émission due aux poussières interstellaires doit être soustraite des observations brutes pour établir la carte du rayonnement fossile. Crédit : ESA et la collaboration Planck

Un nouveau catalogue d’amas de galaxies

Pour finir, notons encore que les observations de Planck ont permis d’établir un nouveau catalogue d’ amas de galaxies en s’appuyant sur l’effet Sunyaev-Zeldovich. Ce phénomène se produit lorsque des électrons de grande énergie interagissent avec les photons du rayonnement diffus et leur transfèrent de l’énergie. Ceci provoque des distorsions du rayonnement fossile qui nous permettent de détecter la présence des amas de galaxies d’où proviennent ces électrons. Ce nouveau catalogue contient 1653 détections d’amas de galaxies dont 1203 sont confirmées par d’autres observations.

Les premiers résultats de Rosetta et Philae

L’évènement astronomique de l’année 2014 a sans aucun doute été l’arrivée de la sonde Rosetta autour de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko (67P). Les résultats scientifiques publiés sont encore limités, mais la fin de l’année 2014 est l’occasion de revenir sur les premiers mois de cette mission.

Les aventures de l’atterrisseur Philae

La star du début de la mission a évidemment été l’atterrisseur Philae dont les exploits ont enflammé l’imagination. Philae a été largué par la sonde Rosetta le 12 novembre 2014 à 08:35 (GMT) depuis une vingtaine de kilomètres d’altitude. Après une descente de sept heures, Philae a touché la surface de la comète 67P à 15:34 (d’après les données du magnétomètre ROMAP).

A ce stade, l’ESA avait prévu plusieurs dispositifs pour empêcher l’atterrisseur de rebondir : deux harpons, des vis dans les pieds et un système de propulsion qui devait plaquer Philae au sol. Malheureusement il semble qu’aucun de ces dispositifs n’ait fonctionné correctement, l’atterrisseur a donc rebondi, à une vitesse de 38 centimètres par seconde. Du fait de la faible gravité de la comète, il a réussi à atteindre une altitude d’environ un kilomètre avant de retomber.

A 16:20, l’un des pieds de Philae a probablement heurté un point élevé de la surface, peut-être le bord d’un cratère. Ensuite, Philae a de nouveau touché la surface à 17:25, avec un pied puis trois, avant de rebondir à trois centimètres par seconde pour voler pendant quelques minutes et finir par se poser pour de bon à 17:31.

La descente de Philae

La trajectoire de l’atterrisseur Philae avant et après son premier rebond sur 67P. La série d’images a été prise par la caméra OSIRIS de Rosetta pendant les vingt dernières minutes de la chute de Philae et les dix minutes qui ont suivi le premier rebond à 15:34 (GMT). Les deux images en haut au centre indiquent la position du premier contact de Philae et montrent l’effet de son passage sur la surface. Crédit : ESA/Rosetta/MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

La position finale de Philae

Les instruments scientifiques de Philae étaient en parfait état de marche, mais la position finale de l’atterrisseur, penché sur le côté, un pied dans l’air, presque continuellement dans l’ombre d’une paroi rocheuse, n’était pas idéale. Incapable d’utiliser ses panneaux solaires pour recharger sa batterie secondaire, Philae allait être limité par l’énergie disponible dans sa batterie principale, environ 64 heures de fonctionnement, avant d’entrer en hibernation le 15 novembre à 00:36 GMT.

Les responsables de la mission espèrent que la batterie secondaire finira par se recharger et que Philae se réveillera d’ici quelques mois, lorsque la comète se sera rapprochée du Soleil. Les panneaux solaires capturent en ce moment suffisamment de lumière pour maintenir ses instruments à une température acceptable. Un avantage de la position actuelle est que Philae est protégé d’une éventuelle surchauffe et pourrait ainsi rester fonctionnel jusqu’au passage de la comète au périhélie le 13 août 2015.

Fin décembre 2014, les images de la Rosetta n’ont toujours pas permis de repérer la position finale exacte de Philae, probablement parce que l’atterrisseur s’y trouvait à l’ombre. Les espoirs reposent sur des photos prises mi-décembre, lorsque la zone d’atterrissage était mieux éclairée par le Soleil, mais ces photos n’ont pas encore été transmises et analysées.

La position finale de Philae

Une mosaïque de deux images prise par le système ÇIVA après la halte de Philae dans l’ombre d’une paroi dont le matériau semble très dur (ce qui constitue une surprise). Crédit : ESA/Rosetta/Philae/ÇIVA

Les observations de Philae

A la surface de 67P, Philae a utilisé le peu de temps à sa disposition pour essayer d’atteindre les objectifs prévus pour sa première séquence d’activité. Les multiples caméras de l’instrument ÇIVA et la caméra ROLIS placée sous l’atterrisseur ont pris les quelques images déjà diffusées et des images qui n’ont pas encore été publiées.

Les capteurs thermiques de MUPUS ont mesuré une température de -153 puis de -163 degrés. Le pénétrateur du système MUPUS a tenté de percer la surface de la comète et n’a pu pénétrer que de quelques millimètres, ce qui indique que la surface est aussi dure que de la glace (sous une couche de 10 à 20 centimètres de poussières). Cette solidité a été confirmée lors d’un sondage du sol par l’expérience SESAME.

L’instrument COSAC a détecté des molécules organiques flottant près de la surface de la comète, mais les détails ne sont pas encore publiés. Il devait également analyser un échantillon du sol fourni par la foreuse SD2, malheureusement il semblerait qu’aucun échantillon n’ait atteint l’instrument.

Le spectromètre de masse PTOLEMY, qui n’a pas reçu d’échantillon du sol de la foreuse SD2 par manque de temps, a probablement aussi détecté les molécules flottant près de la surface, mais les résultats, qui nécessitent une analyse très complexe, restent à confirmer.

Enfin, l’instrument radar CONSERT a travaillé en conjonction avec Rosetta comme prévu. Lorsque la sonde se trouvait à l’opposé de Philae, elle lui envoyait un signal radio de 90 Mhz à travers le noyau cométaire. L’atterrisseur renvoyait alors un nouveau signal et l’analyse de la propagation de ces signaux permettra de comprendre la structure interne du noyau cométaire. Ces données ont également été utilisées pour essayer de calculer la position finale de Philae sur la comète.

La surface de 67P

La surface de la comète photographiée par la caméra ROLIS à une distance de 40 mètres juste avant le premier rebond. Pour donner une idée de l’échelle, le rocher en haut à droite fait cinq mètres de diamètre. Crédit : ESA/Rosetta/Philae/ROLIS/DLR

Les molécules de la chevelure de 67P

L’excitation autour de l’atterrissage de Philae aurait presque fait oublier que la moisson scientifique de cette mission viendra surtout de la sonde Rosetta elle-même, en commençant par les magnifiques images de la caméra de navigation et des deux caméras du système Osiris (dont très peu d’images ont malheureusement été publiées pour l’instant).

En dehors des images de la comète, l’un des premiers résultats scientifiques de Rosetta provient de mesures par l’instrument ROSINA après son arrivée en août. ROSINA est composé de deux spectromètres de masse et de deux jauges de pression et ses objectifs sont d’étudier les gaz et ions de la chevelure cométaire. L’instrument a ainsi pu détecter les molécules principales : l’eau, les monoxyde/dioxyde de carbone, l’ammoniac, le méthane, le méthanol (CH3OH), mais aussi les molécules plus raréfiées comme le formaldéhyde (CH2O), le sulfure d’hydrogène (H2S), le cyanure d’hydrogène (HCN), le dioxyde de soufre (SO2) et le sulfure de carbone (CS2).

Le grand lobe de 67P

Une magnifique mosaïque d’images du grand lobe de la comète prise par la caméra de navigation de Rosetta le 14 décembre. Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM

La proportion de deutérium de 67P

Mais le résultat le plus attendu de ces premiers mois était la mesure de la proportion de deutérium (un isotope de l’hydrogène dont le noyau est formé d’un proton et d’un neutron) par rapport à l’hydrogène normal (qui ne contient qu’un seul proton). Le rapport deutérium/hydrogène mesuré dans la vapeur d’eau autour de 67P est trois fois plus grand que la proportion mesurée sur Terre.

La valeur de ce rapport est importante, car elle nous aide à mieux comprendre d’où vient l’eau de nos océans. En effet, la Terre primordiale était trop chaude après sa formation pour conserver son eau. Il est donc possible que l’eau de nos océans ait été apportée par des comètes. Mais, à part pour la comète 103P/Hartley étudiée en 2011 par l’observatoire Herschel, les mesures de la proportion de deutérium sur une dizaine de comètes ont révélé des valeurs plus grandes que dans nos océans et la mesure pour 67P est encore plus élevée.

Si ces mesures sont représentatives de la population totale, elle suggère que les comètes ne sont pas la principale source de l’eau de nos océans et peut-être faut-il chercher un complément dans une autre catégorie de corps dont le rapport deutérium/hydrogène est plus proche du nôtre : les astéroïdes.

Le rapport deutérium sur hydrogène

Le rapport deutérium sur hydrogène mesuré dans différents corps du système solaire : planètes et satellites en bleu, météorites provenant de la ceinture d’astéroïdes en gris, comètes du nuage d’Oort en pourpre, comètes de la ceinture de Kuiper en rose. Crédit : Altwegg et al. 2014 et références

Des images extraordinaires du système solaire

Ces derniers mois nous ont fourni de nombreuses images spectaculaires du système solaire, entre les gros plans de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, une image iconique du couple Terre-Lune ou le passage de la comète Siding Spring à proximité de Mars. Voilà donc une sélection de mes dix images récentes préférées, avec d’abord un détour par un système plus lointain.

Le disque protoplanétaire de l’étoile HL Tauri

HL Tauri

Une image extraordinaire du disque protoplanétaire qui entoure l’étoile HL Tauri, située à 450 années-lumière dans la constellation du Taureau. L’image a été prise par l’observatoire ALMA, un ensemble de 66 antennes qui observent l’Univers dans le domaine millimétrique et submillimétrique depuis un plateau des Andes chiliennes. Rappelons que les étoiles naissent lorsqu’un nuage de gaz et de poussière s’effondre sous l’effet de la gravité. Dans le disque qui s’est formé autour de l’étoile centrale, les particules de poussière interagissent et fusionnent constamment pour former des corps de plus en plus grands qui deviendront des astéroïdes, comètes ou planètes. La formation de ces dernières va nettoyer le disque de poussière et créer les bandes sombres que l’on observe ici. Cette image fera date puisqu’il s’agit de la première observation d’une telle structure en bandes. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Un selfie de Rosetta

Selfie de Rosetta

Le 7 octobre 2014, l’atterrisseur Philae, encore attaché à la sonde Rosetta, prend un selfie devant la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, à une distance de 16 kilomètres. L’image est magnifique, on y observe une partie de la sonde Rosetta, un panneau solaire (de 14 mètres de long), les deux lobes de la comète, des jets de gaz et de poussières et le futur site d’atterrissage de Philae sur le plus petit lobe (baptisé depuis Agilkia/Aguilkia). Crédit : ESA/Rosetta

Les dunes de 67P/Churyumov-Gerasimenko

Les dunes de 67P/Churyumov-Gerasimenko

Le 18 octobre 2014, la caméra de navigation de Rosetta prend une image de la comète qui révèle en détail de magnifiques dunes et un ensemble de rochers éparpillés dans la région centrale du noyau, là où les deux lobes de la comète ont fusionné. L’origine et l’évolution de ces structures reste évidemment à élucider. Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM

La comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

La comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

Rosetta prend cette belle image du côté non éclairé de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko le 2 novembre 2014 depuis une distance de 33 kilomètres. Le grand lobe de la comète nous fait face et l’on y aperçoit en particulier le grand rocher baptisé Chéops à gauche. Le petit lobe se trouve derrière, en bas à droite. Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM

La Terre et la Lune par Chang’e 5 T1

Terre et Lune

La sonde de l’agence spatiale chinoise Chang’e 5 T1 prend cette magnifique image de la Terre et de la face cachée de la Lune le 28 octobre. La sonde est expérimentale plutôt que scientifique, mais nous envoie néanmoins une composition originale du couple Terre-Lune. La sonde Chang’e 5 T1, lancée le 23 octobre 2014 et revenue le 31 octobre 2014, fait partie du programme chinois de préparation pour une mission de retour d’échantillon lunaire en 2017. Crédit : Chinese National Space Administration/Xinhuanet

Mars par Mangalyaan

Mars par Mangalyaan

Le 28 septembre 2014, la sonde indienne Mars Orbiter (MOM ou Mangalyaan) nous envoie sa première image globale de Mars. Lancée le 5 novembre 2013, Mangalyaan est la première sonde interplanétaire de l’agence spatiale indienne ISRO. Elle a pour mission scientifique d’observer la surface et l’atmosphère de Mars en plus de ses objectifs plus techniques. La photo a été prise d’une distance de 75.000 kilomètres et l’on aperçoit très bien la calotte polaire de l’hémisphère sud et une tempête de poussière dans l’hémisphère nord. La zone plus sombre au centre de l’image est Meridiani Planum, la région où le rover Opportunity est toujours au travail après plus de dix ans. Crédit : Indian Space Research Organisation

La comète C/2013 A1 Siding Spring depuis Mars

La comète C/2013 A1 Siding Spring

Le 19 octobre 2014, la comète C/2013 A1 Siding Spring, originaire du nuage d’Oort, survole la planète Mars à une distance de 140.000 kilomètres, soit à peine un tiers de la distance Terre-Lune. Le rover Curiosity en profite pour prendre cette série d’images étalées sur une période d’environ une heure. La comète est l’objet nébuleux qui se déplace de droite à gauche, les deux traits fixes sont des étoiles, le reste du bruit électronique. De nombreux autres sondes et télescopes ont évidemment observé cet évènement unique, mais cette observation par un robot à la surface de Mars reçoit ma préférence. Crédit : NASA/JPL-Caltech/MSSS/TAMU

Le reflet du Soleil sur Titan

Kraken Mare

Le 21 août, la sonde Cassini survol Titan et observe en même temps la plus grande mer d’hydrocarbures de Titan, Kraken Mare, et le reflet sur Soleil sur celle-ci (en haut à gauche). L’arc lumineux plus à droite est un ensemble de nuages de méthane survolant une autre mer, Ligeia Mare. Pour percer les nuages de Titan, ces observations s’effectuent dans certaines portions du spectre infrarouge où l’atmosphère est transparente et les couleurs de l’image ne sont donc pas naturelles (rouge, vert et bleu représentent des longueurs d’onde de 5, 2 et 1,3 microns). Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/University of Idaho

Saturne et Titan par Cassini

Saturne et Titan

Toujours au travail après plus de dix ans en orbite, Cassini prend en août 2014 cette magnifique image de Saturne, de ses anneaux et de Titan. La sonde se trouve alors à 1,7 millions de kilomètres de la planète, à trois degrés au-dessus du plan des anneaux. Le croissant de Titan entoure presque le satellite, car la couche de brouillard dans la haute atmosphère (qui nous empêche d’observer le satellite en lumière visible) diffuse les rayons du Soleil. Crédit : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Neptune et Triton par New Horizons

Neptune et Triton

L’évènement le plus attendu en 2015 est probablement le survol de Pluton et de ses satellites par la sonde New Horizons. Un mois avant de traverser l’orbite de Neptune, le 10 juillet 2014, New Horizons prend cette image de Neptune et de son plus grand satellite, Triton, d’une distance d’environ quatre milliards de kilomètres. La rencontre avec Pluton, Charon et les autres satellites est prévue pour le 14 juillet 2015. Après ce survol, New Horizons poursuivra sa route vers un autre corps de la ceinture de Kuiper (ou plusieurs). Des candidats pour cette deuxième phase ont été identifiés pendant l’été 2014 par le télescope spatial Hubble et le survol serait prévu vers 2019. Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Découverte du superamas Laniakea

Notre vision du voisinage de la Galaxie n’a guère changé depuis le début des années 1980. La Voie Lactée et la galaxie d’Andromède font partie du Groupe Local, un ensemble d’une cinquantaine de galaxies. Le Groupe Local fait lui-même partie d’un ensemble formé d’une centaine de groupes et d’amas de galaxies appelé le Superamas Local ou superamas de la Vierge. Ce superamas s’étend sur 100 millions d’années-lumière et est centré sur l’amas de la Vierge à 50 millions d’années-lumière de nous.

Une nouvelle définition des superamas

Mais si les groupes et les amas de galaxies sont relativement faciles à définir, il n’en est pas de même pour les superamas qui sont des ensembles beaucoup plus lâches. En plus des difficultés observationnelles, c’est à cette échelle que l’expansion de l’Univers commence à se faire sentir et la gravité ne peut plus former de structures aux formes bien délimitées.

Notre nouvelle vision du voisinage de la Voie Lactée provient du travail d’une équipe conduite par Brent Tully de l’Université de Hawaï à Honolulu. Cette équipe a décidé de redéfinir le concept de superamas en s’appuyant sur des mesures de vitesse.

La vitesse d’une galaxie est la somme de la vitesse due à l’expansion de l’Univers et de la vitesse particulière de la galaxie par rapport à son environnement. Cette vitesse particulière est liée au champ de gravité dans lequel est plongée la galaxie et nous permet de mieux comprendre ce champ et donc la distribution de matière autour de la galaxie.

En créant une carte de la position et de la vitesse particulière d’un grand nombre de galaxies, on peut ainsi mettre en évidence des zones de concentration de matière et des gigantesques vides, mais aussi des zones où les mouvements de galaxies relativement proches divergent. Ces zones de divergence définissent les limites de régions bien différentiées, de manière similaire aux lignes de partage des eaux sur Terre. Ce sont ces régions distinctes que l’on peut alors appeler des superamas.

Laniakea

Une visualisation du superamas Laniakea (délimité par la ligne orange) et des superamas environnants. Les zones rouges représentent des régions de haute densité de matière, les zones bleues des régions de basse densité. Les points blancs symbolisent des galaxies et les lignes blanches visualisent leurs mouvements généraux qui convergent vers le Grand Attracteur. Le point au centre indique la position de la Voie Lactée. Crédit : Projet Cosmic Flows

Le superamas Laniakea

En analysant une nouvelle base de données de 8000 galaxies, l’équipe de Brent Tully a ainsi créé une carte de positions et de vitesses à trois dimensions et mis en évidence un bassin local d’attraction de 520 millions d’années-lumière de diamètre que l’on pourrait dorénavant considérer comme notre superamas local. Ils ont baptisé cet ensemble Laniakea à partir des mots hawaïens lani (ciel) et akea (immense ou incommensurable).

Le superamas Laniakea a donc un diamètre de plus d’un demi-milliard d’années-lumière. Il contient environ cent mille galaxies, soit cent millions de milliards de masses solaires. La région centrale du superamas, vers laquelle les galaxies semblent converger, est le fameux Grand Attracteur, une concentration de masse à 250 millions d’années-lumière de nous dans la constellation de la Règle (Norma en anglais). Le Grand Attracteur, découvert dans les années 1970, est malheureusement difficile à observer, car caché derrière une partie de la Voie Lactée.

Le superamas Laniakea n’est bien sûr pas isolé et la nouvelle carte montre également des superamas proches connus comme les superamas de Shapley, d’Hercule, de Coma (ou Chevelure de Bérénice) et de Persée-Poissons. Le superamas de la Vierge, que l’on appelait aussi jusqu’à présent le Superamas Local, n’est quant à lui plus qu’une excroissance de Laniakea, situé près de la limite avec le superamas de Persée-Poissons.

Une présentation de Laniakea. Crédit : B. Tully/H. Courtois/Y. Hoffman/D. Pomarède