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Le spectrographe FLAMES/GIRAFFE

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Le spectrographe FLAMES/GIRAFFE

FLAMES/GIRAFFE est un spectrographe multi-fibres dédié à la physique stellaire et extragalactique. Il est installé au second foyer Nasmyth de la deuxième unité, Kuyen, du Very Large Telescope de l'European Southern Observatory.

Cet instrument permettra des observations spectrales de haute qualité d'une grande variété d'objets célestes, allant des étoiles de la Voie Lactée aux galaxies les plus lointaines. De telles études auront un impact important sur notre compréhension de la physique des étoiles et de l'évolution des galaxies, pièces maîtresses de la construction de l'Univers.

Les quatres télescopes du Very Large Telescope de l'European Southern Observatory avec, en...
Les quatres télescopes du Very Large Telescope de l'European Southern Observatory avec, en surimpression sur le coté du télescope Kuyen, le spectrographe FLAMES/GIRAFFE installé au foyer de ce télescope.
© ESO.

Le principe

Quatre modes d'observation au service de la science

Le principe de l'instrument consiste à positionner sur le ciel, dans un champ de vue de 25 minutes d'arc (à peu près à la taille de la Lune), une série de fibres optiques dont chacune est destinée à collecter la lumière d'une portion du ciel. La lumière est alors canalisée par ces fibres vers le ou les spectrographes qui en réalisent les spectres.

L'instrument comporte 4 modes d'observation :

  • Deux de ces modes sont du type «multi-objets« simples : chaque fibre est destinée à recueillir la lumière d'une étoile.
  • Les deux autres modes sont du type "objets étendus" que l'on appelle «spectrographie 3D« ou «Intégrale de Champ«. Leur principe consiste à découper un objet étendu (une galaxie) en une série de pixels et à en réaliser autant de spectres. Sur FLAMES/GIRAFFE, ces pixels sont définis par des trames de microlentilles qui alimentent des torons de fibres.

Présentation de deux de ces modes, le mode IFU pour les galaxies et le mode MEDUSE pour les étoiles.
Présentation de deux de ces modes, le mode IFU pour les galaxies et le mode MEDUSE pour les étoiles.

Les modes multi-objets simples

MEDUSE-FLAMES/GIRAFFE et MEDUSE-UVES

Le mode MEDUSE-FLAMES/GIRAFFE compte 132 fibres, chacune d'entre elles fournissant le spectre d'une étoile. Grâce à sa fonction multiplex, à sa résolution spatiale et à sa sensibilité, FLAMES/GIRAFFE pourra observer des étoiles individuelles situées bien au-delà de l'environnement solaire, incluant les étoiles présentes dans le bulbe et le halo de la Voie Lactée jusqu'aux étoiles situées dans les galaxies naines du Groupe Local. Ce mode sera unique pour l'étude détaillée des propriétés de ces étoiles (âges, abondances, rotation, etc...) et pour comprendre la structure et l'évolution de notre Galaxie et de ses satellites.

Le mode MEDUSE-UVES réalise une fonction analogue sur 8 étoiles seulement, mais à haute résolution spectrale : R = 40 000. Il apporte en outre une originalité, liée à l'emploi de fibres optiques : celle de permettre le fonctionnement simultané de 2 spectrographes différents.

Simulation d'une observation en mode MEDUSE-FLAMES/GIRAFFE d'un amas ouvert NGC 2099 de notre...
Simulation d'une observation en mode MEDUSE-FLAMES/GIRAFFE d'un amas ouvert NGC 2099 de notre Galaxie et schéma d'un bouton pour ce mode. Avec son champ de 25 minutes d'arc et ses 132 fibres, FLAMES/GIRAFFE observera tous les types d'étoiles de l'amas depuis les géantes rouges jusqu'aux étoiles du coude de la séquence principale avec notamment des binaires spectroscopiques (illustrées par les 3 spectres présentés sur la figure).
© GEPI. Observatoire de Paris. CFHT. CNRS. INSU.

Les modes "objets étendus"

IFU et ARGUS

Le mode IFU consiste en un ensemble de 15 systèmes déployables comportant 20 fibres optiques chacun. Chaque IFU ressemble à l'œil d'un insecte et peut intercepter, grâce à une trame de microlentilles, une petite portion du ciel de 3« x 2« d'arc.

Le mode ARGUS est analogue au précédent à cette différence qu'il se compose d'un seul IFU de 300 fibres concentrées au centre du champ. Ces modes seront les plus adaptés à la résolution des champs de vitesse et des courbes de rotation de galaxies ayant émis leur lumière il y a 8 ou 9 milliards d'années.

Dans son mode multi-intégrales de champ, FLAMES/GIRAFFE permettra l'observation simultanée de 15 objets et nous apportera ainsi un éclairage nouveau sur la formation des galaxies dans l'Univers jeune.

Simulation de l'observation du champ profond HDFS avec le mode FLAMES/GIRAFFE multi-intégrales de...
Simulation de l'observation du champ profond HDFS avec le mode FLAMES/GIRAFFE multi-intégrales de champ déployables (IFUs). Sur le coté est présenté un agrandissement du bouton IFU, d'une galaxie distante observée, et du champ de vitesse déduit des 20 spectres. Ce champ donne la vitesse de rotation des étoiles dans le disque de la galaxie.
© GEPI. Observatoire de Paris. NASA. CNRS. INSU.

Trois exemples de galaxies. Pour chacune d'elle à gauche l'image obtenue avec le télescope spatial Hubble avec en surimposition le maillage IFU, à droite le champ de vitesse obtenu avec FLAMES/GIRAFFE (en bleu se rapprochant, en rouge s'éloignant).

© GEPI. OP. ESO/VLT/GIRAFFE/FLAMES. CNRS.

En haut, CFRS 031353, est une galaxie spirale ayant un disque en rotation normale. Au centre, CFRS031349 est une galaxie compacte et lumineuse dont la rotation du disque est perturbée par la galaxie que l'on voit et qui se situe à plus de 60 000 années-lumière. En bas, CFRS030523 est une galaxie compacte ayant une cinématique complexe. Sa structure très perturbée montre la présence d'une queue due probablement à des effets de marée gravitationnelle.

Retour à l'article : La danse cosmique des galaxies distantes

Le système de fibres optiques

Le système de fibres optiques de FLAMES/GIRAFFE est unique par sa quantité (près de 1500 liens ce qui représente un total de près de 20 km de fibres, 500 boutons magnétiques, etc.), par sa diversité (4 modes instrumentaux, incluant des fibres spécifiques de calibration spectrale et de soustraction du ciel) et par le niveau de performances requis (transmission supérieure à 43% sur tout le spectre, précision de positionnement relative des entrées et sorties des fibres inférieures à 5 microns).

Cet ensemble de contraintes très diverses a impliqué, bien avant le lancement du projet, une importante activité de recherche et développement portant sur le choix : des composants optiques, des colles et des matériaux, des méthodes d'usinage des férules mécaniques et des procédés de montage et de tests. L'expérience de FLAMES/GIRAFFE nous a aussi montré qu'une concertation étroite et constructive avec les industriels est incontournable. Elle constitue l'une des clés principales de la réussite du projet.

Vue d'un toron de fibres sortant du positionneur.
Vue d'un toron de fibres sortant du positionneur.
© GEPI. Observatoire de Paris. CNRS. INSU.

Le spectrographe GIRAFFE vient d'obtenir sa première lumière au Very Large Telescope de l'European Southern Observatory. Il s'agit d'un spectrographe multi-fibres qui permettra des observations spectrales de haute qualité d'une grande variété d'objets célestes, allant des étoiles de la Voie Lactée aux galaxies les plus lointaines. L'ensemble FLAMES inclut le spectrographe GIRAFFE, les systèmes de fibres, le positionneur de fibres OzPoz et le correcteur de champ. Il est le résultat d'une collaboration entre l'European Southern Observatory, l'Observatoire de Paris, l'Observatoire de Genève et l'Anglo Australian Observatory. Les systèmes de fibres optiques et le spectrographe (GIRAFFE) ont été réalisés par le laboratoire «Galaxies, Etoiles, Physique et Instrumentation« (GEPI: CNRS - Observatoire de Paris - Université Paris VII). Un tel instrument améliorera notre compréhension de la physique des étoiles et de l'évolution des galaxies, pièces maîtresses de la construction de l'Univers.

GIRAFFE installé au foyer de l'un des télescopes du VLT.
GIRAFFE installé au foyer de l'un des télescopes du VLT.
© GEPI, CNRS-Observatoire de Paris. ESO.



Le principe de cet instrument consiste à positionner sur le ciel une série de fibres optiques dont chacune est destinée à collecter la lumière d'une portion du ciel. La surface couverte représente un champ de vue de 25 minutes d'arc, équivalent à la taille de la Lune. La lumière est canalisée par ces fibres vers le ou les spectrographes qui en réalisent les spectres. Ces fibres sont déplacées dans le plan focal par un positionneur.

Lancement du projet 15 juillet 1998
Manpower affecté par l'Observatoire de Paris 35 hommes.ans
Coût consolidé du projet environ 6 Meuros
Longueur totale des fibres environ 20 km
Dimensions du spectrographe L : 4 m, l : 1,1 m, H : 2 m
Masse 2 200 kg



L'instrument comporte 4 modes d'observation. Deux de ces modes sont du type "multi-objets" simples: chaque fibre est destinée à recueillir la lumière d'une étoile (132 objets simultanément). GIRAFFE sera unique pour l'étude détaillée des propriétés (âges, abondances, rotation, vitesses radiales) des étoiles situées bien au-delà de l'environnement solaire, incluant les étoiles situées dans le disque, le bulbe et le halo de la Voie Lactée, jusqu'aux étoiles des galaxies du Groupe Local.



Les deux autres modes sont du type "spectrographie 3D" ou "intégrale de champ". Leur principe consiste à découper un objet étendu (une galaxie) en une série de pixels et à en réaliser autant de spectres. Une des particularités de GIRAFFE est d'être le premier instrument au monde à déployer simultanément 15 systèmes dits intégrales de champs («integral field units«, IFUs), constitués chacun d'une mosaïque de 20 fibres optiques qui sont positionnées sur le ciel. Chacun de ces systèmes ressemble à un œil d'insecte, et dans leur ensemble ils collectent pas moins de 300 spectres simultanément. Sur GIRAFFE, ces pixels sont définis par des trames de microlentilles qui alimentent des torons de fibres.



Sous la responsabilité et avec le soutien de l'ESO, les systèmes de fibres (dont les IFUs) et le spectrographe GIRAFFE ont été réalisés par le laboratoire GEPI de l'Observatoire de Paris (UMR CNRS), le positionneur de fibres par l'Anglo Australian Observatory, l'Observatoire de Genève développant avec le GEPI le logiciel de réduction de données.

Mise à jour le Dimanche, 20 Décembre 2009 10:10
 

Découverte d’une nouvelle super-Terre

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Communiqué de presse ESO 50/09

16 Décembre 2009
Pour diffusion immédiate

Découverte d’une nouvelle super-Terre… au cœur de glace et à l’atmosphère inhospitalière

Les astrophysiciens genevois Mayor et Udry avaient déjà découvert une exoplanète en 2007. [Keystone]

Des astronomes ont découvert la seconde exoplanète de type super-Terre [1] pour laquelle ils ont pu déterminer la masse et le rayon et obtenir ainsi des indications essentielles sur sa structure. Il s’agit également de la première super-Terre connue avec une atmosphère. Cette exoplanète, en orbite autour d’une petite étoile située à seulement 40 années-lumière de la Terre, ouvre ainsi de nouvelles et importantes perspectives dans la quête de mondes habitables. La planète GJ1214b a une masse d’environ six fois celle de la Terre et son cœur est probablement composé en majeure partie de glace d’eau. Sa surface se révèle être très chaude et elle est entourée d’une atmosphère épaisse qui la rend inhospitalière pour la vie telle que nous la connaissons sur Terre.

6 December 2009



ESO PR Photo 50b/09
L’étoile GJ1214


ESO PR Video 50a/09
Vue d’artiste de GJ1214b


ESO PR Video 50b/09
Zoom sur l’étoile GJ1214


ESO PR Video 50c/09
Zoom sur l’étoile GJ1214

Dans l’édition du magazine Nature de cette semaine, une équipe d’astronomes annonce la découverte d’une planète en orbite autour de la très proche étoile de faible masse GJ1214 [2]. Après la récente découverte de la planète CoRoT-7b [3], c’est la deuxième fois que le transit d’une super-Terre a pu être détecté. Un transit se produit quand l’orbite de la planète est alignée avec l’observateur de telle sorte que l’on peut voir la planète passer devant son étoile. Par rapport à la Terre, cette nouvelle planète a une masse environ 6 fois supérieure et un rayon 2,7 fois plus grand. Elle a ainsi une taille comprise entre celle de la Terre et celle des planètes géantes glacées du système solaire, Uranus et Neptune.

Bien que la masse de GJ1214 soit similaire à celle de CoRoT-7b, son rayon est beaucoup plus grand, ce qui laisse supposer que la composition des deux planètes est vraiment différente. Alors que CoRoT-7b a probablement un cœur rocheux couvert de lave, les astronomes pensent que GJ1214b est composée à 75% de glace d’eau et que les 25% restant seraient constitués de fer et de silice.

GJ1214b fait le tour de son étoile en 38 heures à une distance de seulement deux millions de kilomètres – 70 fois plus proche de son étoile que la Terre du Soleil. « Etant si proche de son étoile, sa température en surface doit être d’environ 200 degrés Celsius, ce qui est trop chaud pour que l’eau soit liquide, » déclare David Charbonneau, premier auteur de l’article présentant cette découverte.

En comparant le rayon mesuré pour GJ1214b avec les modèles théoriques de planètes, les astronomes ont trouvé que ce rayon dépasse les prédictions des modèles : il y a quelque chose en plus de la surface solide de la planète qui occulte la lumière de l’étoile – une atmosphère de 200 kilomètres d’épaisseur. « Cette atmosphère est bien plus épaisse que celle de la Terre, aussi la forte pression et l’absence de lumière devraient empêcher toute forme de vie telle que nous la connaissons, » précise David Charbonneau, « mais ces conditions restent très intéressantes car elles peuvent permettre le développement d’une chimie complexe. »

« GJ1214b est trop chaude pour avoir pu garder une atmosphère pendant longtemps. Elle nous offre donc la première opportunité d’étude d’une atmosphère récemment formée, enveloppant un monde en orbite autour d’une autre étoile, » ajoute Xavier Bonfils, un des membres de l’équipe. « De plus, cette planète étant si proche de nous, il sera possible d’étudier son atmosphère, même avec des équipements courants ».

Cette planète a été détectée dans un premier temps comme un objet en transit par le projet MEarth qui observe environ 2000 étoiles de faible masse pour détecter des transits d’exoplanètes [4]. Afin de confirmer la nature planétaire de GJ1214b et obtenir sa masse (en se servant de la méthode dite des vitesses radiales qui utilise l'effet Doppler), les astronomes ont eu besoin de la précision du spectrographe HARPS, installé au foyer du télescope de 3,6 mètres de diamètre de l’ESO à La Silla. Cet  instrument de grande précision, d’une stabilité inégalée, est le meilleur des chasseurs de petites exoplanètes au monde.

« C’est la seconde super-Terre pour laquelle il a été possible d’obtenir la masse et le rayon, nous permettant ainsi de déterminer sa densité et d’en déduire sa structure interne, » ajoute Stéphane Udry, un des co-auteurs de l’article. «  Dans les deux cas, les données obtenues avec HARPS on été essentielles pour caractériser la planète. »

« Les différences dans la composition de ces deux planètes sont utiles pour la quête de mondes habitables, » conclut David Charbonneau. Si les super-Terres en général sont enveloppées par une atmosphère similaire à celle de GJ1214b, elles pourraient bien ne pas être propices au développement de la vie telle que nous la connaissons sur notre planète.

Notes

[1] Une super-Terre est par définition une planète dont la masse est comprise entre une et dix masses terrestres. Une exoplanète est une planète en orbite autour d’une étoile autre que le Soleil.

[2] L’étoile GJ1214 est cinq fois plus petite que notre Soleil et intrinsèquement trois cents fois moins brillante.

[3] CoRoT-7b est l’exoplanète connue la plus petite et à la vitesse orbitale la plus élevée. Elle a une densité sensiblement similaire à celle de la Terre ce qui laisse penser qu’il s’agit d’une planète  rocheuse. Le satellite CoRoT du CNES a dans un premier temps détecté son transit ce qui a permis à HARPS de révéler sa véritable nature (ESO 33/09).

[4] Le projet MEarth utilise une armada de huit petits télescopes, ayant tous un diamètre de 40 cm, installés au sommet du Mont Hopkins, en Arizona aux USA. MEarth recherche des étoiles présentant des variations de luminosité. L’objectif est de détecter une planète qui passe devant son étoile (on appelle cela le transit). Pendant ces mini-éclipses, la planète occulte une petite fraction de la lumière de l’étoile, la rendant ainsi moins lumineuse. La mission Kepler de la NASA utilise également la méthode des transits pour rechercher des planètes de la taille de la Terre autour d’étoiles similaires au Soleil. Toutefois, dans de tels systèmes la baisse de l’intensité lumineuse de l’étoile est si infime qu’une très grande précision est nécessaire pour la détecter, ce qui signifie que de tels mondes ne peuvent être découverts que depuis l’espace. Par contre, une super-Terre passant devant une petite naine rouge produira une diminution de l’intensité lumineuse proportionnellement plus grande et donc un signal plus fort, détectable depuis la Terre.

Plus d’informations

Cette recherche est présentée dans un article publié cette semaine dans Nature (“A Super-Earth Transiting a Nearby Low-Mass Star”, by David Charbonneau et al.).

L’équipe est composée de David Charbonneau, Zachory K. Berta, Jonathan Irwin, Christopher J. Burke, Philip Nutzman, Lars Buchhave, David W. Latham, Ruth A. Murray-Clay, Matthew J. Holman et Emilio E. Falco (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, USA), Christophe Lovis, Stéphane Udry, Didier Queloz, Francesco Pepe et Michel Mayor (Observatoire de Genève, Suisse), Xavier Bonfils, Xavier Delfosse et Thierry Forveille (Université Joseph Fourier — Grenoble 1/CNRS, LOAG, Grenoble, France) et Joshua N. Winn (Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, MIT, Cambridge, USA).

L’ESO - l’Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe et l’observatoire astronomique le plus productif au monde. L’ESO est soutenu par 14 pays : l’Allemagne, l’Autriche, la Belgique, le Danemark, l’Espagne, la Finlande, la France, l’Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L’ESO conduit d’ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L’ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L’ESO gère trois sites d’observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. A Paranal, l’ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l’observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. L’ESO est le partenaire européen d’ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L’ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d’un télescope européen géant – l’E-ELT- qui disposera d’un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L’E-ELT sera « l’œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Quelques précisions sur la participation française

- L’équipe française du LAOG est experte dans la mesure des vitesses radiales et notamment pour les étoiles de faibles masses (naines rouges).
- HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), le spectrographe haute résolution pour la recherche d'exoplanètes installé sur le télescope de 3,6 mètres de diamètre de l’ESO à La Silla a été construit par un consortium international piloté par l'Observatoire de Genève et qui comprenait l'Observatoire de Haute Provence (INSU-CNRS – OAMP / France), l'Université de Berne en Suisse, le Service d'Aéronomie (INSU-CNRS / France) et l'ESO.

Liens

Contacts

Stéphane Udry
Geneva University, Switzerland
Phone: +41 22 379 2467
E-mail: stephane.udry (at) unige.ch

Xavier Bonfils
Université Joseph Fourier - Grenoble 1 / CNRS, 
Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG), France
Phone : +33 47 65 14 215
E-mail: xavier.bonfils (at) obs.ujf-grenoble.fr

David Charbonneau
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
Cambridge, USA
Phone: +1 617 496 6515
E-mail: dcharbon (at) cfa.harvard.edu

 

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Les astronomes confrontés à l’ignorance socratique

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Communiqué de presse ESO 48/09

07 Décembre 2009
Pour diffusion immédiate

Les variations de luminosité des étoiles semblables au Soleil : un mystère de plus en plus obscur

Les astronomes confrontés à l’ignorance socratique

Une importante étude réalisée avec le très grand télescope (le VLT) de l’ESO ne fait qu’accentuer encore plus un mystère de longue date dans l’étude des étoiles semblables au Soleil. Les peu courantes - et inexpliquées !- variations de luminosité, au long de l’année, d’environ un tiers de toutes les étoiles de cette catégorie dans les dernières phases de leur vie se retrouvent donc sans explication. Au cours des dernières décennies, les astronomes ont proposés de nombreux scénarios possibles, mais une nouvelle et très poussée campagne d’observation les contredit tous et ne fait qu’approfondir le mystère. La recherche d’une interprétation valable est donc ouverte…


ESO PR Photo 48a/09
La vie des étoiles semblables au Soleil

« Les astronomes sont plongés dans l’obscurité et, pour une fois, nous n’aimons pas ça » déclare Christine Nicholls de l’Observatoire du Mont Stromlo en Australie, auteur principal de l’article présentant cette étude. « Nous avons réalisé la série d’observations la plus complète à ce jour pour étudier ce type d’étoiles semblables au Soleil et les données obtenues montrent clairement que toutes les explications possibles de leur comportement insolite s’écroulent. »

Le  mystère étudié par cette équipe date des années 30 et concerne environ un tiers des étoiles semblables au Soleil dans la Voie Lactée et dans les autres galaxies. Toutes les étoiles ayant une masse similaire à celle de notre Soleil deviennent, vers la fin de leur vie, rouges, froides et extrêmement grandes, juste avant de « prendre leur retraite » sous la forme d’une naine blanche. Aussi connues sous le nom de géantes rouges, ces vieilles étoiles montrent de très fortes variations périodiques de leur luminosité sur des périodes pouvant aller jusqu’à deux ans.

« On pense que de telles variations sont causées par ce que l’on appelle des pulsations stellaires, » précise Christine Nicholls, « en gros, une étoile géante gonfle et rétrécit, sa luminosité devenant plus forte puis plus faible, de manière cyclique et régulière. Toutefois, un tiers des ces étoiles révèle une variation périodique additionnelle de luminosité inexpliquée, même sur de plus  longues périodes pouvant aller jusqu’à cinq ans. »

Afin de découvrir l’origine de ce comportement secondaire, les astronomes ont observé, pendant deux ans et demi, 58 étoiles de notre voisin galactique, le Grand Nuage de Magellan. Ils ont obtenu des spectres en utilisant le spectrographe de haute résolution FLAMES/GIRAFFE, installé sur le très grand télescope de l’ESO et les ont combinés avec des images prises par d’autres télescopes [1], réunissant une impressionnante base de données sur les propriétés de ces étoiles variables.

Les importantes bases de données comme celle obtenue par Christine Nicholls et ses collègues apportent souvent des indications sur la manière de résoudre un puzzle cosmique en limitant le nombre pléthorique d’explications possibles proposées par les théoriciens. Dans ce cas pourtant, les observations sont incompatibles avec tous les modèles conçus précédemment et réouvrent ainsi une question qui avait été profondément débattue. Grâce à cette étude, les astronomes sont maintenant conscients de leur propre « ignorance » - un véritable moteur du processus de quête de connaissance, tel que le philosophe grec Socrate est supposé avoir pensé.

« Cette nouvelle collecte de données montre que les pulsations sont une explication extrêmement différente de ces variations additionnelles » précise Peter Wood, le responsable de l’équipe. « Un autre mécanisme possible, pouvant produire des variations de luminosité d’une étoiles, serait que l’étoile elle-même se transforme en système binaire. Pourtant, nos observations sont également totalement incompatibles avec cette hypothèse. »

Grâce à des analyses plus récentes, cette équipe a découvert que quelle que soit la cause de ces variations inexpliquées, elle provoque également les éjections de masse, en blocs ou sous la forme de disques en expansion, des géantes rouges. « Nous avons besoin d’un Sherlock Holmes pour résoudre ce très frustrant mystère » conclue Christine Nicholls.

 

Note

[1] Les mesures précises de luminosité ont été faites avec la collaboration des programmes MACHO et OGLE, respectivement avec des télescopes en Australie et au Chili. Les observations du programme OGLE ont été réalisées en même temps que les observations faites avec le VLT.

Plus d’informations

Cette recherche a été présentée dans deux articles: l’un a été publié dans l’édition de novembre du  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (“Long Secondary Periods in Variable Red Giants”, by C. P. Nicholls et al.), l’autre vient juste d’être publié dans l’Astrophysical Journal (“Evidence for mass ejection associated with long secondary periods in red giants”, by P. R. Wood and C. P. Nicholls).

L’équipe est composée de Christine P. Nicholls et Peter R. Wood (Research School of Astronomy and Astrophysics, Australia National University), Maria-Rosa L. Cioni (Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, UK) and Igor Soszyński (Warsaw University Observatory).

L’ESO - l’Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe et l’observatoire astronomique le plus productif au monde. L’ESO est soutenu par 14 pays : l’Allemagne, l’Autriche, la Belgique, le Danemark, l’Espagne, la Finlande, la France, l’Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L’ESO conduit d’ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L’ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L’ESO gère trois sites d’observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. A Paranal, l’ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l’observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde. L’ESO est le partenaire européen d’ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L’ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d’un télescope européen géant – l’E-ELT- qui disposera d’un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L’E-ELT sera « l’œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Liens

Contacts

Christine Nicholls and Peter Wood
Mount Stromlo Observatory, Australia
Phone: +61-2-6125 0222; +61-2-6125 8032
E-mail: Nicholls (at) mso.anu.edu.au; wood (at) mso.anu.edu.au

 

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Mise à jour le Dimanche, 20 Décembre 2009 09:37
 

Une simulation en béton

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Modélisation

Une simulation en béton

La matière la plus fabriquée par l'homme se met enfin à nu. On savait que le ciment, une fois mélangé à l'eau et solidifié, n'était ni ordonné comme un cristal ni déstructuré comme le verre, mais organisé en « grains » de quelques nanomètres de diamètre. En revanche, la structure exacte des grains résistait aux investigations des chercheurs. Grâce à une simulation numérique inédite, une équipe internationale associant des chercheurs du Centre interdisciplinaire de nanoscience de Marseille (Cinam)1 et de l'Institut de technologie du Massachusetts (MIT) vient de lever le mystère : chaque grain est un empilement de feuillets à l'intérieur desquels les atomes sont disposés de manière désordonnée. C'est ce mélange d'ordre et de désordre qui confère sa solidité au matériau.

béton

© R. Pellenq

Les grains de ciment solidifié sont un mille-feuille de couches de molécules d'eau (en bleu et blanc), d'ions calcium (en gris et vert) et d'atomes de silicium et d'oxygène (en rouge et orange).



Les chercheurs ont procédé de proche en proche pour aboutir à cette structure microscopique. Ils sont partis de la structure atomique de la tobermorite, un minéral naturel de composition relativement similaire à celle du ciment solidifié (oxyde de calcium, silice et molécules d'eau), mais possédant, lui, un ordre cristallin. Ils ont ensuite manipulé cette structure en introduisant des lacunes (des trous dans l'agencement atomique) et en simulant l'impact de la prise d'eau, c'est-à-dire le durcissement du ciment après l'ajout d'eau, sur son architecture atomique. Et ce jusqu'à obtenir une structure crédible pour le ciment, qui est en fait en conformité avec les données expérimentales connues (obtenues par diffraction aux rayons X, spectroscopie infrarouge, tests de dureté…). À chaque étape, le nouvel état de la structure était déterminé par une simulation numérique, véritable clé de voûte du travail.
Premier modèle numérique précis du ciment, la simulation développée par les chercheurs est le point de départ de futures améliorations des propriétés du ciment. Par exemple, « nous regardons actuellement s'il y a moyen, en intégrant des atomes d'aluminium ou d'autres éléments, d'augmenter la résistance du ciment ou à l'inverse, dans le contexte du stockage sous-terrain des déchets nucléaires, si la présence d'un élément tel le chlore affaiblirait les propriétés mécaniques des fûts de stockage en béton, mélange de granulats et de ciment », décrit Roland Pellenq du Cinam. Le béton « vert » est également l'enjeu de ces recherches. Augmenter la résistance du béton, c'est réduire le volume nécessaire de matériau pour construire un bâtiment. La cimenterie produisant à elle seule 5 % à 10 % des émissions de CO2 industrielle, la lutte contre le réchauffement climatique passe donc par une amélioration de la tenue du ciment. C'est l'un des buts à long terme que se sont fixés les chercheurs.

Xavier Müller

Notes :

1. Laboratoire CNRS / Universités Aix-Marseille-II et -III.

Contact

Roland Pellenq,
Centre interdisciplinaire de nanoscience de Marseille
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V_Sim

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V_Sim  Télécharger

V_Sim permet la visualisation de structures atomiques comme les solides, les joints de grains, les molécules...

L'affichage est interactif et 3D. Plusieurs fonctions d'analyse sont disponibles, tels que les plans de coupe, des visualisation de densités...

Qu'est-ce que V_Sim?

V_Sim offre la possibilité de représenter à l'écran des structures atomiques comme des arrangements cristallins, des joints de grain ou plein d'autres choses encore. De nombreux formats de fixhiers sont disponibles, binaires ou texte, c.f. la page des formats [anglais] ou autre format). La visualisation est en 3D où les atomes sont figurés par des sphères colorées. L'interface propose de nombreuses fonctions permettant de choisir l'angle de vue, charger des densités, dessiner des plans, ... Une bonne part de ces fonctionnalités sont décrites dans le manuel de l'utilisateur [anglais]. Enfin, V_Sim propose d'exporter le rendu sous forme de fichiers images aux formats PNG, SVG ou d'autres encore.

Les éléments nécessaires pour compiler V_Sim sont GTK2 [anglais] (bibliothèques et entêtes version 2.4 ou supérieure) ainsi que OpenGl [anglais] (bibliothèques et entêtes aussi). C'est un programme en C dont l'objectif est de compiler sur une grande partie de la famille des Unix (y compris MacOSX) ainsi que sur plateforme Win32.

 

Mise à jour le Mardi, 08 Décembre 2009 19:46
 


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