Cristallisation hors norme dans les disques protoplanétaires

[27-01-2010]

Pour élucider le mystère de la présence de forstérite (minéraux silicatés riche en magnésium) dans une région froide des disques protoplanétaires, révélée en 2009 par le satellite Sptizer, des chercheurs de Lille * ont entrepris la synthèse de silicates dans des conditions analogues aux conditions astrophysiques. Il apparaît que dans ces conditions, ce n'est pas la température qui conditionne la nature des minéraux, mais la concentration en ions (Mg²⁺) aptes à migrer à l'intérieur de la structure silicatée rigide à l'échelle atomique. Une publication parue dans la revue The Astrophysical Journal.

Comment des minéraux se forment-ils dans l'espace ?

Après leur condensation autour des étoiles en fin de vie, notamment les géantes rouges, les poussières de silicates transitent dans le milieu interstellaire. C'est dans les régions denses de ce milieu interstellaire, les nuages de gaz et de poussières (nébuleuses), que se forment les nouvelles étoiles. Le gaz et la poussière alimentent l'étoile en formation mais une partie reste en périphérie pour former les disques protoplanétaires. Cette matière donne ensuite naissance aux planètes, comme celles de notre Système Solaire, il y a 4,5 milliards d'années.

Alors qu'elles sont majoritairement amorphes dans le milieu interstellaire, ces poussières sont sous forme cristalline, dans la zone la plus interne du disque protoplanétaire. La raison en est que la température et la pression de gaz augmente progressivement alors que les poussières migrent vers le centre du disque, aux abords de l'étoile en formation. Les température et pression y sont telles, que les poussières s'évaporent puis se condensent sous la forme de minéraux réfractaires (minéraux formés et résistants aux très hautes températures). Parmi eux, l'olivine (forstérite Mg2SiO4) est de loin le silicate majoritaire. Cette zone est relativement bien comprise et de nombreux modèles théoriques et expérimentaux rendent compte de la formation de la forstérite dans les environnements chauds.

En revanche, la structure des disques à leur périphérie restait très mal documentée avant la mise en orbite du satellite Spitzer. Les données de spectroscopie infrarouge qu'il a apportées depuis début 2009 révèlent une structure inattendue : au-delà de la zone d'évaporation-condensation, dans la zone externe et plus froide, on observe d'abord localement une zone riche en pyroxène (l'enstatite principalement -MgSiO3) puis, l'olivine (forstérite) semble de nouveau dominer la minéralogie. Comment expliquer et que traduit cette zonation paradoxale qui conduit le minéral réfractaire à dominer à la fois la minéralogie des zones les plus chaudes et des zones les plus froides du disque ?

Synthèse en laboratoire

Des expériences en laboratoire, conduites aux laboratoires Unité Matériaux et Transformations et Unité de catalyse chimique (CNRS-Université de Lille 1), ont récemment fourni une interprétation. La cristallisation à basse température des silicates amorphes serait dominée par les effets cinétiques plutôt que par les traditionnels contrôles thermodynamiques (pression et température). Ceci affecte les mécanismes de cristallisation des minéraux et conduit à la formation de phases enrichies en magnésium par rapport aux compositions chimiques normalement attendues. Sur l'ensemble du gradient thermique régnant au sein des disques protoplanétaires, l'étude porte sur l'intervalle de température 700-1000°C. Ce domaine est important car il correspond à des températures de cristallisation très basses, rarement étudiées sur des matériaux naturels, et pourtant pertinents dans les environnements astrophysiques.

En effet, vers 750°C, les silicates magnésiens amorphes subissent une transition importante. Au-dessous de cette température de transition vitreuse (T_g), ce sont des solides qui réagissent très lentement voire pas du tout sous les effets de sollicitations extérieures. En revanche, au-dessus, ce sont des liquides dans lesquels les phénomènes diffusifs se produisent rapidement. Il est donc traditionnellement admis qu'au-dessous de T_g des transformations majeures, comme le passage de l'amorphe au cristal, ne se produisent pas.

Les expériences ont été effectuées sur des analogues amorphes reproduisant les principales propriétés des poussières naturelles (diamètres inférieures à la dizaine de micromètres, composition initialement riche en magnésium...). Après plusieurs semaines de recuit au-dessous de T_g, la cristallisation se produit bel et bien sur ces analogues. Plus inattendu encore, seule l'olivine (forstérite) apparaît, même lorsque le minéral théoriquement attendu est un pyroxène.

A l'inverse, au-dessus de la température de transition vitreuse (T_g), les expériences conduisent à la cristallisation du pyroxène. Les observations paradoxales des astrophysiciens semblent donc reproduites en laboratoire. Mais comment expliquer ce changement de comportement au-dessous et au-dessus de cette température critique? Pour comprendre cela, il faut considérer l'échelle atomique, celle des propriétés intimes de la matière, en particulier la mobilité des ions constituants ces silicates. Si au-dessous de la température de transition vitreuse, le silicate se comporte comme un solide, c'est parce que son architecture principale, constituée de silicium, est déjà très rigide. En revanche, les ions comme Na⁺, Ca²⁺ et Mg²⁺ conservent une forte mobilité au sein de cette architecture, même au-dessous de cette température. Les minéraux les plus riches en ces ions peuvent alors se former plus rapidement que ceux riches en silice. Ce découplage de mobilité, s'atténuant rapidement au-dessus de Tg
, pourrait donc être à l'origine des observations astrophysiques. Cette étude permet d'expliquer à la fois la présence majoritaire de pyroxène dans les zones 'tièdes' et de forstérite dans les zones plus froides. Cette dernière ne serait pas directement reliée au caractère réfractaire de ce minéral mais à sa forte teneur en magnésium. Le paradoxe ne serait donc qu'apparent. Finalement ce travail met en lumière, de manière simple, comment la zonation minéralogique des disques à l'échelle des unités astronomiques est contrôlée par la réactivité de la matière condensée à l'échelle atomique.

Pour en savoir plus

Les observations du satellite Spitzer http://www.insu.cnrs.fr/co/node/1677/view

Source

Surface temperature of protoplanetary disks probed bay annealing experiments reflecting spitzer observations - the Astrophysical Journal (707:L174-L178, 2009 December 20)
*Mathieu Roskosz¹, Jessy Gillot¹, Frédéric Capet², Pascal Roussel², and Hugues Leroux¹
1 Unité Matériaux et Transformations (CNRS-Université de Lille1)
2 Unité de Catalyse et de Chimie du Solide, (CNRS-Université de Lille1)

Contact(s)

Cette adresse email est protégée contre les robots des spammeurs, vous devez activer Javascript pour la voir. , Unité matériaux et transformations (CNRS-Université de Lille 1)

Zoom sur la mort d'une étoile: le destin de notre Soleil

En obtenant l'image de l'étoile Mira Chi-Cygni en interférométrie infrarouge, une équipe menée par des astronomes de l'Observatoire de Paris a montré comment le diamètre de l'étoile oscille, et a révélé la présence et le mouvement d'une couche moléculaire chaude. Le rayon de l'étoile a une valeur moyenne de 12,1 milli arcseconde et une pulsation d'amplitude 5,1 milli arcseconde. En parallèle, l'équipe a mesuré la vitesse radiale de la couche moléculaire, qui apparaît en chute libre pendant une partie du mouvement. Ceci permet de déterminer la masse de l'étoile qui est de 2 masses solaires.

A environ 550 années-lumière de la Terre, une étoile semblable au Soleil vit son agonie. Chi-Cygni a enflé pour devenir une étoile géante rouge, si grande qu'elle aurait avalé toute planète jusqu'à Mars dans notre système solaire. De plus, l'étoile a commencé à palpiter violemment, battant comme un coeur géant. Les nouvelles photos en gros plan de la surface de cette étoile montrent des détails sans précédent de cette pulsation.
« Ce travail ouvre une fenêtre sur le destin de notre Soleil dans cinq milliards d'années, quand il finira sa vie, » dit Sylvestre Lacour de l'Observatoire De Paris.

Lorsqu'une étoile de type solaire vieillit, elle commence à manquer d'hydrogène dans son noyau. Comme une voiture manquant de carburant, son « moteur » commence à hoqueter. Nous voyons ces hoquets comme des fluctuations de lumière, provoquées par la contraction et l'expansion de l'étoile. Les étoiles dans cette étape de leur vie sont connues comme des variables Mira, d'après le premier exemple, Mira « la merveilleuse, » découverte par David Fabricius en 1596. Quand elle palpite, Chi-Cygni rejette ses couches externes qui, dans quelques centaines de milliers d'années, créeront une belle nébuleuse planétaire.

Figure 1: L'étoile Mira Chi-Cygni, à diverses époques. Cliquer sur l' image pour l'agrandir Chi-Cygni pulse tous les 408 jours. A son plus petit diamètre de 450 millions de km, elle se couvre de taches brillantes alors que des filaments de plasma chaud troublent sa surface. (Ces taches sont comme les granules sur la surface du Soleil, mais beaucoup plus grandes.) Pendant son expansion, Chi-Cygni se refroidit et s'obscurcit, jusqu'à un diamètre de 720 millions de km -- assez pour engloutir et faire cuire la ceinture d'astéroïdes du système solaire. Pour la première fois, les astronomes ont photographié ces changements spectaculaires en détail. « Nous avons créé l'animation des pulsations d'une étoile en utilisant de vraies images, » explique Lacour. « Nos observations prouvent que la pulsation est non seulement radiale, mais s'accompagne d'inhomogénéités, comme le point névralgique géant qui est apparu au rayon minimum. » Voir l'animation ici

Les étoiles variables sont extrêmement difficiles à imager, pour deux raisons principales. La première est que ces étoiles se cachent dans une coquille compacte et dense de poussière et de molécules. Pour étudier la surface de l'étoile dans la coquille, les astronomes les observent en lumière infrarouge. L'infrarouge permet de voir à travers la coquille, comme des rayons X permettent à des médecins de voir les os dans le corps humain.

La deuxième raison est que ces étoiles sont très lointaines, et apparaissent ainsi très petites. Bien qu'elles soient énormes comparées au Soleil, la distance les réduit à la taille d'une petite maison sur la Lune. Les télescopes traditionnels manquent de résolution. En conséquence, l'équipe a utilisé l'interférométrie, qui consiste à combiner la lumière venant de plusieurs télescopes pour obtenir la résolution équivalente à un télescope aussi grand que la distance entre eux.

Figure 2: Le télescope IOTA. Cliquer sur l' image pour l'agrandir Ils ont utilisé l'interféromètre infrarouge de l'observatoire astrophysique de Smithsonian, ou l'IOTA, qui est situé à l'observatoire de Whipple sur le Mont Hopkins, en Arizona. « IOTA offre des possibilités uniques, » dit le co-auteur Marc Lacasse du centre de Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique (CfA). « Il nous a fourni des images environ 15 fois plus pointues que le télescope spatial Hubble. »

L'équipe a également utilisé les nombreuses observations faites tous les ans par les astronomes amateurs dans le monde entier, fournies par l'association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO).

L'utilisation de l'interférométrie astronomique dans les prochaines décennies va changer la perception que nous avons de bien des astres. Les objets qui jusqu'ici, apparaissaient comme des sources ponctuelles, vont progressivement révéler leur vraie nature. Les surfaces d'étoiles, les disques d'accrétion autour des trous noirs, et les disques protoplanétaires autour des étoiles jeunes, tous étaient compris uniquement par des modèles. Nous pourrons enfin les voir. Ce qui, certainement, n'ira pas sans quelques surprises.

Référence

S. Lacour, E. Thiébaut, G. Perrin, S. Meimon, X. Haubois, E. Pedretti, S. Ridgway, J.D. Monnier, J.P. Berger, P.A. Schuller, H. Woodruff, A. Poncelet, H. Le Coroller, R. Millan-Gabet, M. Lacasse, W. Traub: The Pulsation of Chi Cygni Imaged by Optical Interferometry; a Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars, Ap J.. in press

Contact

Sylvestre Lacour (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)
Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

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 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.

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 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 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.
© 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.
© 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.

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.