• Une exoplanète trop près pour être vraie

    Par trichard le 16 Septembre 2009 à 09:58
    La planète WASP-18b vit sans doute ses derniers instants avant de tomber sur son étoile. Mais la probabilité d'observer une telle phase est si petite que les astronomes cherchent des explications alternatives.
    Philippe Ribeau-Gésippe

    À première vue, l'exoplanète WASP-18b est un banal « Jupiter chaud », une planète géante gazeuse en orbite serrée autour de son étoile, comme environ un cinquième des planètes extrasolaires connues. À ceci près qu'elle vit peut-être ses derniers instants.

    WASP-18b, découverte par la méthode des transit par Coel Hellier, de l'Université Keele, en Grande Bretagne, et ses collègues du projet WASP (Wide Angle Search for Planets) affiche 10,3 masses de Jupiter et une période orbitale étonnamment courte : elle tourne autour de son étoile 0,94 jour ! C'est la première planète confirmée dont la période est de moins d'un jour. En conséquence, elle est quasiment collée à son étoile : le demi-grand axe de son orbite est de seulement 0,02 unité astronomique (la distance Terre-Soleil), soit trois millions de kilomètres.

    Or cette proximité est dangereuse. À si petite distance, les forces de marées engendrées par l'attraction gravitationnelle mutuelle entre une étoile et sa planète sont intenses, d'autant que WASP-18b est massive. Les effets de marée provoqués par l'étoile sur la planète entraînent la synchronisation de la rotation propre de la planète avec sa période de révolution (elle présente alors toujours la même face à son étoile, comme la Lune vis-à-vis de la Terre). De surcroît, la planète exerce des forces de marées sur l'étoile, qui en est déformée : cela se traduit en retour par l'apparition d'un couple de torsion qui contraint in fine l'orbite de la planète à se resserrer en dessinant une spirale (à condition que la planète tourne plus vite autour de l'étoile que cette dernière ne tourne sur elle-même – 0,94 contre 5,6 jours dans le cas du Système WASP-18. À l'inverse, dans le cas de la Terre et de la Lune, cette dernière s'éloigne).

    En résumé, sur la base de ce modèle d'interactions de marées entre une étoile et un Jupiter chaud très proche, les astronomes estiment que WASP-18b va se rapprocher inexorablement et finir par tomber sur son étoile d'ici un million d'années tout au plus.

    Cependant, les observations indiquent que l'étoile hôte est âgée d'environ un milliard d'années. Les planètes se formant très peu de temps après leur étoile au sein du disque de poussière et de gaz initial, la planète WASP-18b serait elle aussi âgée d'un milliard d'années. En d'autres termes, WASP-18b vivrait en ce moment le dernier millième de son existence.

    Observer une planète si proche de sa fin ressemble à un coup de chance. En effet, on pourrait penser que, étant donné que l'on connaît 320 exoplanètes, la probabilité d'observer une planète précisément dans les derniers instants de son existence n'est pas négligeable. Mais WASP-18b est quasiment la seule à la fois aussi proche de son étoile et aussi massive pour être condamnée avec certitude par les effets de marées, si bien que la probabilité d'observer une planète dans cette situation ne dépasse guère un sur mille.

    Une explication alternative au simple hasard est que WASP-18b ne soit pas en fin de vie, mais qu'au contraire, elle se maintienne depuis longtemps sur son orbite serrée, en proie à des forces de marées intenses. Dans cette hypothèse C. Hellier et ses collègues ont calculé que, pour anihilier les effets de marées, l'efficacité de la dissipation de l'énergie de marées par l'étoile devait être plusieurs ordres de grandeur inférieurs à ceux mesurés dans cas du Soleil ou sur des couples d'étoiles binaires. Une faiblesse là encore peu probable…

    D'autres mécanismes ont été proposés pour expliquer la durée de vie de la planète WASP-18b. Peut-être est-elle née et a-t-elle grandi beaucoup plus loin de son étoile que les Jupiters chauds classiques, avant de migrer au contact de l'étoile à la suite d'une interaction avec une autre planète. Ce scénario est cependant difficilement quantifiable.

    Quoi qu'il en soit, les astronomes pourront peut-être trancher bientôt la question : si la planète WASP-18b s'est bien engagée sur une orbite en spirale sans retour, la période du transit pourrait diminuer de façon décelable d'ici une dizaine d'années.

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-une-exoplanete-trop-pres-pour-etre-vraie-23290.php
    Une exoplanète trop près pour être vraie
    © C Carreau /ESA
    Vue d’artiste d’un Jupiter chaud, telle la planète WASP-18b. Distante de seulement 2,5 rayons stellaires de la surface de son étoile, WASP-18b boucle une révolution en 0,84 jour. Cette distance pourrait diminuer rapidement, jusqu’à la chute de la planète sur l’étoile.

    Pour en savoir plus

    C. Hellier et al., An orbital period of 0.94 days for the hot-Jupiter planet WASP-18b , Nature, vol 460, pp.1098-110, 27 août 2009.

    Chutes de planètes, actualités du site PourlaScience.fr, 11/06/2009.

    A. Lecavelier des Étangs, Quand les planètes s'évaporent , Dossier Pour la Science N°64 - juillet - septembre 2009.

    L'auteur

    Philippe Ribeau-Gésippe est journaliste à Pour la Science.

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  • Système solaire : collisions à l'horizon

    Par trichard le 16 Juin 2009 à 20:24

    De nouvelles simulations révèlent un risque faible, mais non négligeable, que des collisions entre les planètes du Système solaire se produisent dans les cinq prochains milliards d'années.
    Philippe Ribeau-Gésippe

     

    Le problème de la stabilité du Système solaire est l'un des plus vieux problèmes de la physique. Si l'on calcule le mouvement d'une seule planète autour du Soleil, on retrouve bien le mouvement elliptique décrit par Kepler. Mais les planètes du Système solaire exercent les unes sur les autres une attraction gravitationnelle qui vient s'ajouter à celle du Soleil et perturbe leur mouvement elliptique régulier. Ces perturbations peuvent-elles à long terme rendre les orbites imprévisibles et conduire à des collisions entre planètes ? En d'autres termes, le système Solaire est-il stable ? Depuis Newton, de nombreux physiciens ou mathématiciens se sont attaqués à ce problème épineux, qui ne peut être résolu de façon exacte.

     

     

    Un ensemble de simulations numériques que viennent de mener Jacques Laskar et Mickael Gastineau, de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, à l'Observatoire de Paris, montre que dans un pour cent des cas environ (c'est-à-dire dans plus d'une vingtaine de simulations sur 2 500), le Système solaire est instable : des collisions entre planètes ou avec le Soleil surviennent en moins de 5 milliards d'années.

     

     

    Il y a une vingtaine d'années, J. Laskar avait déjà montré par des simulations sur ordinateur que le mouvement du Système solaire est chaotique. Dès lors, en raison de la sensibilité aux conditions initiales, impossible de prédire les trajectoires des planètes au-delà d'une durée de quelques dizaines de millions d'années. De même, impossible de se contenter d'un seul calcul : seule une vision statistique sur un grand nombre de simulations, menées avec des conditions initiales légèrement différentes, a un sens pour décider si une collision se produira dans le Système solaire d'ici la mort du Soleil, dans cinq milliards d'années.

     

     

    En 1994, J. Laskar a montré qu'en raison de la proximité d'une résonance entre l'orbite de Mercure et celle de Jupiter (une résonance est un rapport entier entre les périodes orbitales, qui renforce de façon répétée les perturbations mutuelles), la variabilité de l'excentricité de Mercure (l'élongation de son orbite) est telle qu'une collision avec Vénus est possible d'ici cinq milliards d'années. Pour parvenir à ce résultat, l'astronome avait cependant utilisé des équations moyennées. Or cette approximation, si elle permet de réduire considérablement le temps de calcul, n'est plus valable au voisinage de la collision.

     

     

    La dernière étude réalisée par J. Laskar et M. Gastineau lève ces approximations gênantes. Les deux chercheurs ont calculé les trajectoires des planètes du Système solaire pour plus de 2 500  conditions initiales, dans le cadre d'un modèle réaliste qui intègre les effets de la relativité générale et, entre autres, la contribution de la Lune. L'ensemble a demandé pas moins de sept millions d'heures de calcul !

     

     

    Dans la majorité des solutions, le Système solaire continue de tourner sans souci : les orbites des planètes s'allongent et se décalent autour du Soleil, mais sans risque de collisions ou d'éjection. Dans un pour cent des cas, cependant, l'excentricité de Mercure augmente de façon considérable, au point de conduire à une collision avec Vénus ou le Soleil d'ici cinq milliards d'années, tandis que l'orbite de la Terre reste stable.

     

    En revanche, pour l'une de ces solutions critiques, l'augmentation de l'excentricité de Mercure provoque une cascade d'effets, qui aboutit d'ici 3,4 milliards d'années à une déstabilisation complète des planètes internes (Mercure, Vénus, la Terre et Mars). Pour préciser leur devenir, les chercheurs ont relancé 200 calculs à partir de cette déstabilisation. Résultat : Mars est éjectée dans cinq cas, et tous les autres conduisent en moins de 100 millions d'années à une collision entre deux planètes ou entre une planète et le Soleil, dont 48 impliquent la Terre. L'équilibre du Système solaire est plus fragile qu'il n'y paraît…

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-systeme-solaire-collisions-a-l-horizon-22552.php

    Système solaire : collisions à l'horizon
    J Vidal-Madjar / NASA / IMCCE-CNRS
    En raison de l’évolution chaotique des orbites planétaires dans le Système solaire, une rencontre proche ou une collision entre la Terre et Mars d’ici 5 milliards d’années (comme sur cette vue d'artiste) n’est pas impossible, bien que le risque soit faible. 

    À VOIR AUSSI


    Cette figure montre l'état actuel des orbites de la Terre (en bleu), de Mercure (en blanc), Vénus (en vert) et Mars (en rouge).

    Après 3,3 milliards d'années, l'excentricité de la trajectoire de Mercure (en blanc) est devenue assez grande pour qu'une collision avec Vénus (en vert) soit possible.
    © IMCCE (Observatoire de Paris/UPMC/CNRS)
    La déformation des orbites est telle que la Terre est, par moments, plus proche du Soleil que Vénus. Une collision entre Vénus (en vert) et la Terre (en bleu) est alors possible.
    © IMCCE (Observatoire de Paris/UPMC/CNRS)
    L’évolution de l’excentricité de Mercure sur 5 milliards d’années illustre bien le caractère chaotique du Système solaire : les 2500 solutions calculées ne diffèrent au départ les unes des autres que par un écart de 0,38 millimètre sur le demi-grand axe de l’orbite de Mercure, soit 95 centimètres de différence entre les deux conditions initiales les plus extrêmes.

    POUR EN SAVOIR PLUS

    J. Laskar et M. Gastineau, Existence of collisional trajectories of Mercury, Mars and Venus with the Earth , Nature, vol. 459, pp. 817 – 819, 11 juin 2009.

    L'AUTEUR

    Philippe Ribeau-Gésippe est rédacteur àPour la Science.

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  • Manteau terrestre : une structure à une couche

    Par trichard le 16 Juin 2009 à 20:15

     

    Nature 459, 560-563 (28 May 2009) | doi:10.1038/nature08018; Received 8 December 2008; Accepted 24 March 2009

     

    Preserving noble gases in a convecting mantle

    Helge M. Gonnermann1 & Sujoy Mukhopadhyay2

    1.  Department of Earth Science, Rice University, Houston, Texas 77005, USA
    2.  Department of Earth and Planetary Sciences, Harvard University, Cambridge, Massachusetts 02138, USA

    Correspondence to: Helge M. Gonnermann1Sujoy Mukhopadhyay2 Correspondence and requests for materials should be addressed to H.M.G.or S.M.

     

    High 3He/4He ratios sampled at many ocean islands are usually attributed to an essentially undegassed lower-mantle reservoir with high 3He concentrations1, 2, 3, 4. A large and mostly undegassed mantle reservoir is also required to balance the Earth's 40Ar budget, because only half of the40Ar produced from the radioactive decay of 40K is accounted for by the atmosphere and upper mantle5. However, geophysical6, 7 and geochemical observations8 suggest slab subduction into the lower mantle, implying that most or all of Earth's mantle should have been processed by partial melting beneath mid-ocean ridges and hotspot volcanoes. This should have left noble gases in both the upper and the lower mantle extensively outgassed, contrary to expectations from 3He/4He ratios and the Earth's 40Ar budget. Here we suggest a simple solution: recycling and mixing of noble-gas-depleted slabs dilutes the concentrations of noble gases in the mantle, thereby decreasing the rate of mantle degassing and leaving significant amounts of noble gases in the processed mantle. As a result, even when the mass flux across the 660-km seismic discontinuity is equivalent to approximately one lower-mantle mass over the Earth's history, high 3He contents, high 3He/4He ratios and 40Ar concentrations high enough to satisfy the 40Ar mass balance of the Earth can be preserved in the lower mantle. The differences in 3He/4He ratios between mid-ocean-ridge basalts and ocean island basalts, as well as high concentrations of 3He and40Ar in the mantle source of ocean island basalts4, can be explained within the framework of different processing rates for the upper and the lower mantle. Hence, to preserve primitive noble gas signatures, we find no need for hidden reservoirs or convective isolation of the lower mantle for any length of time.

    http://www.nature.com/nature/journal/v459/n7246/abs/nature08018.html

     


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  • Manteau terrestre : une structure à une couche

    Par trichard le 16 Juin 2009 à 20:03

    Un nouveau modèle géophysique conforte la thèse selon laquelle le manteau terrestre serait constitué non de deux couches, mais d'une seule couche qui ne serait pas homogène.
    Jean-Jacques Perrier

    Le manteau terrestre comporte-t-il deux couches ou une seule ? Deux géochimistes des Universités Rice et Harvard proposent un modèle en faveur d'un manteau à couche unique, mais qui serait hétérogène.


    Leur point de départ est une observation géochimique : la composition des basaltes des îles océaniques, telles Hawaii et la Réunion, et celle des dorsales océaniques diffèrent. Les basaltes des îles océaniques semblent résulter d'une remontée de matière profonde, d'un « point chaud » qui devrait être localisé dans le manteau profond, tandis que les seconds auraient une origine plus superficielle. Pour aboutir à cette conclusion, les géochimistes ont étudié les rapports de deux isotopes de l'hélium : l'hélium 3, un isotope « primordial » incorporé au manteau profond lors de la formation de la Terre, et l'hélium 4, issu de la décomposition radioactive d'éléments du manteau supérieur (uranium et thorium). Le rapport isotopique est inférieur pour les basaltes de point chaud. Cette observation semblait conforter l'hypothèse d'un manteau supérieur et d'un manteau inférieur séparés par une zone de transition située entre 410 et 660 kilomètres de profondeur.


    Toutefois, selon la théorie de la tectonique des plaques, le manteau est parcouru de courants de convection. Or la convection se produisant dans l'ensemble du manteau, elle devrait mélanger les différents isotopes de l'hélium et tous les basaltes devraient avoir la même composition. De surcroît, lorsque deux plaques entrent en collision, l'une plonge sous l'autre et pénètre dans le manteau supérieur. Or certaines plaques plongeantes semblent s'enfoncer bien au-delà de la zone de transition. Voilà qui plaide pour un manteau à couche unique.


    Afin de réconcilier les différentes données, les deux géochimistes proposent un nouveau modèle : les plaques plongeantes seraient pauvres en hélium, car ce gaz serait libéré en surface par dégazage. De ce fait, le contenu en hélium 3 du manteau profond aurait diminué au cours du temps, ce qui aurait ralenti l'homogénéisation du manteau par convection (une partie de hélium 3 serait restée « piégée » en profondeur).


    Francis Albarède, de l'École normale supérieure de Lyon avait proposé un scénario voisin en 2008 : selon lui, le manteau serait bien constitué d'une seule couche hétérogène. D'une part, le manteau profond serait riche en gaz primordiaux tel l'hélium 3 ; d'autre part, la zone de transition entre la couche supérieure et la couche inférieure serait moins étanche qu'on ne le croyait, en particulier sous le Pacifique et l'Afrique.

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-manteau-terrestre-une-structure-a-une-couche-22538.php

    Manteau terrestre : une structure à une couche
    J.D. Griggs
    Fontaine de lave à Hawaii.

    POUR EN SAVOIR PLUS

    H.M. Gonnermann et S. Mukhopadhyay,Preserving noble gases in a convecting mantle, Nature, vol. 459, pp. 560-563, 2009.

    À VOIR AUSSI

    Pour la Science
    Représentation de la structure classique à deux couches du manteau terrestre. Les points chauds telles les îles Hawaii naîtraient d'une remontée de matière chaude depuis le manteau profond.

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  • Pulsars : le chainon manquant révélé

    Par trichard le 3 Juin 2009 à 10:03
    Les astronomes ont identifié comment un pulsar classique se transforme en pulsar en rotation rapide.
    Philippe Ribeau-Gésippe
    En astronomie, les échelles de temps sont si longues qu'il est rare de surprendre une étoile en train de passer d'une phase de sa vie à une autre. Face à deux astres ayant des traits communs, les astronomes sont ainsi confrontés à une question : s'agit-il de deux types d'objets différents, ou au contraire de deux membres d'une même famille à deux stades d'évolution différents ?

    C'est dire l'importance des observations réalisées par Victoria Kaspi, de l'Université McGil, à Montréal, au Canada, et ses collègues, qui confirment que des étoiles nommées pulsars millisecondes sont bien le résultat de l'évolution de pulsars classiques.

    Les pulsars sont des étoiles à neutrons – des résidus hyperdenses d'explosions d'étoiles massives – qui tournent rapidement sur elles-mêmes en émettant un puissant faisceau d'ondes radio, lequel balaye l'espace de façon périodique. Ces « phares du cosmos » tournent en général relativement lentement – une dizaine de fois par seconde tout au plus – et ralentissent progressivement jusqu'à s'éteindre en quelques centaines de milliers d'années.

    Il existe cependant des pulsars, moins nombreux, qui tournent sur eux-mêmes plusieurs centaines de fois par seconde. En outre, ces pulsars dits millisecondes semblent ne pas ralentir au fil du temps. Dérivent-ils des pulsars classiques, ou ont-ils une origine différente ?

    On soupçonne depuis longtemps les pulsars millisecondes d'être des pulsars classiques «  ecyclés » au sein de systèmes binaires : la vitesse de rotation d'un pulsar classique serait augmentée par l'accrétion de matière arrachée à une étoile compagnon. Ce phénomène n'avait cependant jamais été observé.

    Des épisodes d'accrétion avaient certes été observés en rayons X au sein de systèmes binaires comportant des étoiles à neutrons – on parle de système binaire X de faible masse, ou LMXB –, mais aucune pulsation radio n'avait été décelée. Les astronomes avaient supposé que l'émission radio était perturbée par la présence du disque et l'accrétion de matière, et ne pouvait être repérée qu'au moment où la quantité de matière tombant sur le pulsar était suffisamment réduite.

    C'est ce qui semble s'être produit pour le pulsar J1023. Lors d'un recensement du ciel en ondes radio réalisé en 2007 à l'aide du radiotélescope de Green Bank, en Virginie-Occidentale, Victoria Kaspi et ses collègues ont repéré un pulsar milliseconde situé à 4 000 années-lumière de la Terre.
    Or ce pulsar avait déjà été détecté par hasard en ondes radio par le Very Large Array (VLA) en 1998, et observé en lumière visible par le Sloan Digital Sky Survey en 1999. Il s'agissait alors d'un pulsar classique dans un système binaire, accompagné d'une étoile deux fois moins massive que le Soleil.

    Observé de nouveau en 2000, pourtant, l'objet avait dramatiquement changé : il était alors entouré d'un disque d'accrétion, et l'émission radio avait disparu. En d'autres termes, c'était devenu un système binaire X de faible masse. Les récentes observations révèlent que l'étoile à neutrons est devenue un pulsar milliseconde, qui tourne 592 fois par seconde sur lui-même.

    Avec cette observation, c'est ainsi la dernière étape du scénario de recyclage des pulsars classiques en pulsars millisecondes qui est mise en évidence. Le mystère du chaînon manquant dans le scénario de la naissance des pulsars millisecondes est dissipé.

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-pulsars-le-chainon-manquant-revele-22529.php
    Pulsars : le chainon manquant révélé
    NASA/Dana Berry
    Vue d’artiste d’un pulsar en train d’accréter la matière de son étoile compagnon. Cette accrétion se traduirait par une augmentation de la fréquence de rotation du pulsar, le transformant en pulsar milliseconde.

    À voir aussi

    Animation du transfert de masse de l’étoile compagnon vers l’étoile à neutron dans le système binaire J1023, jusqu’à ce que celle-ci se transforme en pulsar milliseconde : http://www.nrao.edu/pr/2009/mspulsarbirth/g2_final.swf

    Pour en savoir plus

    Archibald et al. A Radio Pulsar/X-ray Binary Link, Science Express, 21 mai 2009, DOI: 10.1126/science.1172740.

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