Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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52 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers L’amas de galaxies Abell 1689 où une galaxie très éloignée avec un décalage spectral d’environ 7,6 a probablement été découverte. L’étude des premières galaxies est un sujet de recherche active extrêmement fascinant. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 Figure 3. Le reste de supernova RX J1713.7-3946 vu par l'instrument HESS dans la gamme des rayons gamma de très haute énergie (TeV). Les pics d’émission observés sont dus à la structure du gaz interstellaire. collaboration HESS et CEA/Irfu/SAp un modèle global de reste de supernova. Ils vont dès maintenant approfondir leurs études en rayons X et, dans le cadre d'un grand projet sur SN 1006, sonder ce reste de supernova avec l'observatoire XMM- Newton, dont la sensibilité devrait apporter des réponses sur la rétroaction et l’orientation du champ magnétique (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90). Les questions sur les protons et le rendement reposent essentiellement sur l’astronomie gamma. Si la résolution spatiale dans ce domaine reste limitée, en revanche la gamme d'énergie va s'étendre considérablement. En effet, les instruments HESS 2 (mise en service début 2010) et l'observatoire Fermi (lancé en 2008) couvriront à eux deux la bande gamma de 100 MeV à 10 TeV, et permettront de distinguer les composantes provenant des électrons et des protons. > Jean Ballet, Anne Decourchelle et Isabelle Grenier Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) À la recherche des grands ancêtres Quand les premières galaxies commencèrent-elles à briller dans l’histoire de l’Univers ? En quoi différaient-elles des galaxies actuelles ? La traque des objets les plus anciens de l’Univers cherche à répondre à ces questions. NASA, ESA,L. Bradley (JHU), R. Bouwens (UCSC), H. Ford (JHU), and G. Illingworth (UCSC)
D ans un passé très lointain, l’Univers était très dense et très chaud. Le fond diffus cosmologique nous révèle que, 380 000 ans après le big bang, il était encore constitué d’un plasma homogène (voir La grande histoire thermique de l'Univers, p.62). De toute évidence, il n’existait aucune étoile ou galaxie en ce temps-là. Les écarts par rapport à cette homogénéité – mesurés par les satellites américains COBE (COsmic Background Explorer), puis WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) et, au cours des prochaines années, par le satellite Planck lancé en mai 2009 (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90) – ne dépassaient guère une partie pour 100 000. Et pourtant, ces fluctuations minimes intéressent au plus haut point les cosmologistes. Elles constituent en effet les germes à partir desquels se sont constitués les étoiles, galaxies et amas qui, 13 milliards d’années plus tard, peuplent l’espace intergalactique. Pour comprendre la formati on initiale des galaxies, il faut identifier les objets les plus anciens de l’Univers, ou tout au moins recueillir leur lumière fossile. Cette traque repose sur le fait que l’Univers est en expansion. Tous les objets s’éloignant les uns des autres, les photons émis par une source et reçus par un observateur subissent un décalage spectral, dit redshift, noté z (voir Mémo A, Sonder l'Univers sur toute la gamme lumineuse, p.31). Leur fréquence – et donc leur énergie – diminue, un peu comme la sirène d’une ambulance s’éloignant de nous paraît devenir de plus en plus grave. Or tous les objets, même les plus anciens, sont (ou étaient) composés des mêmes éléments, dont les longueurs d'onde ou fréquences d’émission et d’absorption ont été mesurées avec précision au laboratoire. En comparant à ces références les longueurs d'onde ou fréquences présentes dans le spectre d’une source cosmologique, les physiciens peuvent donc estimer sa distance et le moment où sa lumière a été émise. Le rapport des longueurs d’onde observées aux longueurs d’onde intrinsèques est exactement celui de l’échelle globale de l’Univers actuel à l’échelle de l’Univers lorsque la lumière a été émise. Par convention, ce paramètre important est pris comme étant égal à « un plus le redshift », donc : 1 + z. Un décalage spectral nul (z = 0) correspond au mo ment présent et caractérise la lumière provenant des objets proches, alors que les valeurs élevées de z se rapportent à l’Univers distant. Reconnaître les objets très éloignés Le fond diffus cosmologique, émis par un Univers âgé de 380 000 ans, a une valeur de z légèrement supérieure à 1000. Pour la plupart des galaxies et étoiles recensées, z varie de 0 à 3. Cette dernière valeur correspond à un Univers âgé d’environ 2,2 milliards d’années. Les cosmologistes considèrent que les galaxies « normales », comme les spirales comparables à notre Voie lactée ou les galaxies elliptiques très massives (par exemple M87 dans l’Amas de la Vierge), se sont formées après cette date. Les « premières galaxies » auraient, elles, un décalage spectral supérieur à 3. Malheureusement, il devient très difficile, avec les instruments existants, de localiser et étudier des galaxies au-delà de cette limite. Il faut braquer les plus grands télescopes sur une même région pendant de longues périodes (1). Cela donne des images certes très « profondes » mais comportant tellement de galaxies qu’il est délicat de distinguer celles dont le rayonnement est faible car elles sont éloignées, de celles qui émettent peu parce qu’elles sont petites, tout simplement. Les galaxies les plus éloignées connues à ce jour avec certitude se situent à un redshift d’environ 7, correspondant à un Univers âgé de moins d’un milliard d’années. Pour reconnaître les objets les plus distants, les astrophysiciens utilisent la technique de la discontinuité de Lyman (Lyman Break Technique), qui s’est largement répandue depuis le milieu des années 1990. Elle repose sur le fait que l’hydrogène intergalactique absorbe les photons de longueur d’onde inférieure à 912 Å, correspondant à l’ultraviolet extrême. Cette « limite de Lyman » représente l’énergie nécessaire pour arracher l’électron de l’atome d’hydrogène. Il en résulte que très peu, voire aucune lumière émise avec une longueur d’onde inférieure à 912 Å ne nous parvient des galaxies distantes. Cela donne lieu à une discontinuité (ou rupture) très caractéristique qui permet de reconnaître les galaxies lointaines par leurs couleurs anormales. Pour les astronomes, le terme couleur fait généralement référence au rapport des flux ou luminosités observés à partir de bandes passantes différentes (figure 1). Or le décalage spectral des sources très éloignées déplace cette limite vers des longueurs d’onde supérieures (2). Par exemple, pour z égal à 3, (1) Le champ ultra-profond de Hubble (Hubble Ultra Deep Field), une petite région de ciel d’environ 3 x 3 arcmin 2, a ainsi été observée pendant environ 400 heures, au moyen du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA, en utilisant quatre filtres de longueurs d'onde différentes, de 4 000 à 9 000 Å. (2) Ce qui permet de l’observer depuis la Terre, alors que l’atmosphère bloque les longueurs d’onde de l’ordre de 1000 Å. transmission flux relatif 1,5 1,0 0,5 0 2 000 limite de Lyman décalée vers le rouge spectre atténué galaxie modèle à z = 3 spectre non atténué filtres optiques U 300 B 450 V 606 I 814 4 000 6 000 8 000 10 000 longueur d’onde observée (Å) Figure 1. Illustration de la technique de discontinuité de Lyman, en utilisant les images obtenues avec quatre filtres optiques équipant le télescope spatial Hubble. La photo du bas montre une galaxie réelle à z = 3 sélectionnée par cette technique. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 53 (M. DICKINSON, Proceedings Symposium « The Hubble Deep Field », May 1997, STScI, eds. M. Livio, S. M. Falland P.Madau)



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