Résultat scientifique

Dans un article qui vient d’être publié dans « Astronomy and Astrophysics », une équipe internationale impliquant des chercheurs du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (CNRS/Université Aix-Marseille) étudient Malin 1, une galaxie proche connue seulement depuis les années 80 et exhibant un très grand disque de gaz et d’étoiles. Les observations de Malin 1, un parfait prototype des « galaxies géantes à faible brillance de surface », ont permis aux scientifiques de réaliser une découverte inattendue qui remet en cause une des hypothèses sur les processus de formation des galaxies de ce type.

En raison de leur aspect diffus et de leur très faible brillance, ces galaxies pourtant massives sont difficiles à observer et restent méconnues aujourd’hui. Elles pourraient constituer une fraction importante des galaxies dans l’univers, d’autant que des objets semblables à Malin 1 pourraient avoir échappé à notre vigilance. Il est donc indispensable de les étudier et de comprendre leur formation et leur évolution. Cela devient maintenant possible grâce aux télescopes et détecteurs modernes, plus sensibles aux faibles brillances de surface.

Cet article présente pour la première fois des images de Malin 1 obtenues à six longueurs d’onde différentes (allant de l’ultraviolet grâce au projet GUViCS ¹ à l’optique et l’infra-rouge proche grâce au projet NGVS mené avec la caméra MegaCam du Canada France Hawaï Telescope, CFHT). A l’origine planifié pour étudier l’amas de la Vierge, ces grandes campagnes d’observations nous permettent aussi de travailler sur d’autres objets situés en arrière-plan de cet amas, comme c’est le cas dans cette étude.

Ces images nous offrent une nouvelle vue de Malin 1, le plus grand disque galactique connu dans l’univers. Son diamètre dépasse 250 kilo-parsec (en comparaison, celui de notre Galaxie est « seulement » d’une trentaine de kilo-parsec). Les chercheurs ont extrait de ces données la variation de la luminosité avec la distance au centre de la galaxie, ainsi que la variation des « couleurs » de la galaxie (c’est à dire des rapports de luminosité aux différentes longueurs d’ondes). Celles-ci dépendent fortement de l’histoire de la galaxie. La comparaison de ces résultats observationnels aux prédictions de différents modèles numériques a donc permis à l’équipe d’estimer pour la première fois quelle à du être l’histoire de la formation stellaire. Elle suggère que le disque géant de Malin 1 est en place depuis plusieurs milliards d’années, et que des étoiles s’y forment à un rythme modeste mais régulier sur le long-terme.

Ce résultat est important et surprenant, car il contredit un scénario proposé il y a quelques années, selon lequel ces galaxies géantes sont formées lors d’interactions violentes. Il semble à présent exclu par les nouvelles données. Dans le contexte cosmologique de la formation des galaxies, on s’attend à de nombreuses interactions et fusions qui devraient perturber le disque de Malin 1. La formation d’une telle structure, et de sa survie dans ce contexte, offre donc un nouveau défi pour les simulations cosmologiques de formation des galaxies.

Que va-t-il advenir de Malin 1 ? Le disque géant contenant une grande fraction de gaz, la formation d’étoiles va probablement continuer à se produire à un rythme modeste pendant des milliards d’années, lui permettant d’accroire encore sa masse d’étoiles. A moins que d’ici là, une autre galaxie ne vienne perturber la géante, et pourquoi pas fusionner avec elle pour totalement changer sa destinée. Les galaxies candidates sont cependant peu nombreuses car Malin 1 réside dans un recoin relativement isolé de notre univers proche.

D’où viennent Phobos et Deimos, les deux petits satellites naturels de Mars ? Longtemps, leur forme a fait croire qu’ils étaient des astéroïdes capturés par Mars. Cependant la forme et l’orientation de leur orbite contredisent cette hypothèse. Deux études indépendantes et complémentaires apportent une réponse à cette question. Dans l’une, sous presse dans The Astrophysical Journal, des chercheurs majoritairement du CNRS et d’Aix-Marseille Université 1 excluent la capture d’astéroïdes et montrent que le seul scénario compatible avec les propriétés de surface de Phobos et Deimos est celui d’un impact géant. Dans l’autre étude, grâce à des simulations numériques de pointe, une équipe belgo-franco-japonaise montre comment ces satellites ont pu se former à partir des débris d’une collision titanesque entre Mars et un embryon de planète trois fois plus petit. Ces travaux, fruit d’une collaboration entre des chercheurs de l’Université Paris Diderot et de l’Observatoire royal de Belgique, en collaboration avec le CNRS, l’Université de Rennes 1 2 et l’institut japonais ELSI, sont publiés le 4 juillet 2016 dans la revue Nature Geoscience.

L’origine des deux lunes de Mars, Phobos et Deimos, restait un mystère. Par leur petite taille et leur forme irrégulière, elles ressemblent beaucoup à des astéroïdes, mais on ne comprend pas comment Mars aurait pu les « capturer » pour en faire des satellites en orbite presque circulaire, dans le plan équatorial de la planète. Selon une théorie concurrente, Mars aurait subi à la fin de sa formation un impact géant avec un embryon de planète ; mais pourquoi les débris d’un tel impact auraient-ils formé deux petits satellites plutôt qu’une énorme lune, comme celle de la Terre ? Une troisième possibilité serait que Phobos et Deimos se soient formés en même temps que Mars, ce qui impliquerait qu’ils aient la même composition que leur planète ; cependant, leur faible densité semble contredire cette hypothèse. Aujourd’hui, deux études indépendantes viennent conforter la théorie de l’impact géant.

Dans l’une d’elles, une équipe de recherche belgo-franco-japonaise propose pour la première fois un scénario complet et cohérent de formation de Phobos et Deimos, qui seraient nés des suites d’une collision entre Mars et un corps primordial trois fois plus petit, 100 à 800 millions d’années après le début de la formation de la planète. Selon ces chercheurs, les débris de cette collision auraient formé un disque très étendu autour de Mars, formé d’une partie interne dense, composée de matière en fusion et d’une partie externe très fine, majoritairement gazeuse. Dans la partie interne de ce disque se serait d’abord formée une lune mille fois plus massive que Phobos, aujourd’hui disparue. Les perturbations gravitationnelles créées dans le disque externe par cet astre massif auraient catalysé l’assemblage de débris pour former d’autres petites lunes plus lointaines. Au bout de quelques milliers d’années, Mars se serait alors retrouvée entourée d’un cortège d’une dizaine de petites lunes et d’une énorme lune. Plusieurs millions d’années plus tard, une fois le disque de débris dissipé, les effets de marée avec Mars auraient fait retomber sur la planète la plupart de ces satellites, dont la très grosse lune. Seules ont subsisté les deux petites lunes les plus lointaines, Phobos et Deimos (voir l’infographie en fin de communiqué).

À cause de la diversité des phénomènes physiques mis en jeu, aucune simulation numérique n’est capable de modéliser l’ensemble du processus. L’équipe de Pascal Rosenblatt et Sébastien Charnoz a dû alors combiner trois simulations de pointe successives pour rendre compte de la physique de l’impact géant, de la dynamique des débris issus de l’impact et de leur assemblage pour former des satellites, et enfin de l’évolution à long terme de ces satellites.

Dans l’autre étude, des chercheurs du Laboratoire d’astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université) excluent la possibilité d’une capture, sur la base d’arguments statistiques et en se fondant sur la diversité de composition des astéroïdes. De plus, ils montrent que la signature lumineuse émise par Phobos et Deimos est incompatible avec celle du matériau primordial qui aurait pu former Mars (des météorites de la classe des chondrites ordinaires, des chondrites à enstatite et/ou des angrites). Ils s’attachent donc au scénario de l’impact. Ils déduisent de cette signature lumineuse que les satellites sont composés de poussières fines (de taille inférieure au micromètre ).

Or, la très petite taille des grains à la surface de Phobos et Deimos ne peut pas être expliquée uniquement comme la conséquence d’une érosion due au bombardement par les poussières interplanétaires, d’après ces chercheurs. Cela signifie que les satellites sont composés dès l’origine de grains très fins, qui ne peuvent se former que par condensation du gaz dans la zone externe du disque de débris (et non à partir du magma présent dans la zone interne). C’est un point sur lequel s’accordent les deux études. Par ailleurs, une formation des lunes de Mars à partir de ces grains très fins pourrait être responsable d’une forte porosité interne, ce qui expliquerait leur densité étonnamment faible.

La théorie de l’impact géant, corroborée par ces deux études indépendantes, pourrait expliquer pourquoi l’hémisphère nord de Mars a une altitude plus basse que le sud : le bassin boréal est sans doute la trace d’un impact géant, comme celui qui a in fine donné naissance à Phobos et Deimos. Elle permet aussi de comprendre pourquoi Mars a deux satellites et non un seul comme notre Lune, aussi née d’un impact géant. Ce travail suggère que les systèmes de satellites formés dépendent de la vitesse de rotation de la planète, puisqu’à l’époque la Terre tournait très vite sur elle-même (en moins de quatre heures) alors que Mars tournait six fois plus lentement.

De nouvelles observations permettront bientôt d’en savoir plus sur l’âge et la composition des lunes de Mars. En effet, l’agence spatiale japonaise (JAXA) a décidé de lancer en 2022 une mission, baptisée Mars Moons Exploration (MMX), qui rapportera sur Terre en 2027 des échantillons de Phobos. L’analyse de ces échantillons pourra confirmer ou infirmer ce scénario. L’Agence spatiale européenne (ESA), en association avec l’agence spatiale russe (Roscosmos), prévoit une mission similaire en 2024.

Ces recherches ont bénéficié du soutien de l’IPGP, du Labex UnivEarthS, d’ELSI, de l’Université de Kobe, et de l’Idex A*MIDEX.

Un groupe de chercheurs et d’ingénieurs informaticiens du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM / CNRS – Université d’Aix Marseille) a effectué des simulations 1 spécifiques utilisant des ordinateurs nationaux de type « supercalculateurs » pour étudier le résultat d’une fusion de deux galaxies à disque de masses environ égales et situées à des redshifts intermédiaires – entre z 1.5 et 0.5). Les résultats particulièrement intéressants de cette étude ouvrent une toute nouvelle perspective pour la formation des disques galactiques.

La formation des galaxies comme notre Voie Lactée compte parmi les plus grandes questions auxquelles les astronomes tentent de répondre. Le processus est toutefois difficile à observer. En revanche, des simulations utilisant des super-ordinateurs nationaux permettent aux scientifiques de comprendre les processus mis en jeu dans la formation des galaxies. Une équipe du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille travaille sur ces modélisations. Une de leurs thématiques de recherche consiste à mettre en évidence le fruit de collisions de galaxies aux caractéristiques très spécifiques. Ils ont ainsi simulé la collision de deux galaxies à disque de masses environ égales et situées à des redshifts intermédiaires (entre z 1.5 et 0.5). Les deux galaxies avant collision représentent au mieux des galaxies situées à ces redshifts, étant plus petites et plus riches en gaz que les galaxies qui sont proches de nous. Point important, leurs halos sont constitués tant de matière noire que de gaz chaud.

L’évolution au cours de la fusion est la suivante :

• Lors de la collision, les disques de ces galaxies sont détruits et leurs étoiles, subissant une relaxation violente, forment un bulbe classique, qui sera le centre de la nouvelle galaxie.
• La majorité des étoiles se formant vers la fin de la période de collision ou juste après forment un disque épais.
• Ensuite, un nouveau disque, mince et froid, commence à se former principalement par accrétion du gaz initialement dans le halo.

Ainsi une nouvelle galaxie se forme, et les simulations obtenues par cette équipe montrent que les étoiles les plus vieilles doivent se trouver dans le bulbe classique, suivies par les étoiles du disque épais et enfin par les étoiles du disque mince. Les étoiles les plus jeunes se trouvent dans les bras spiraux, et au centre dans un second bulbe (non classique), en forme de disque.

Grâce à ces simulations, les différentes étapes de l’évolution de la nouvelle galaxie, depuis sa formation lors de la fusion jusqu’au temps présent (z=0), ont pu être observées. La très haute résolution des simulations a non seulement permis des comparaisons détaillées des propriétés de ces galaxies simulées avec celles des galaxies observées, mais a de plus mis en évidence une parfaite adéquation avec ce que nous pouvons observer dans notre univers local ². En particulier, la distribution de la masse et la distribution des vitesses correspondent bien.

La morphologie des structures du disque est également en très bon accord avec les observations, montrant un disque épais en plus du disque mince, des spirales et des anneaux de la bonne taille et forme, et une barre avec des anses aux deux extrémités, et, vu de profil, un bulbe en forme de boite ou de cacahuète. Il est également à noter que les galaxies spirales ainsi formées peuvent avoir un bulbe classique avec une masse très faible, pouvant même être inférieure à 10% de la matière baryonique totale, ce qui est requis par exemple par les observations de notre Galaxie.

Lia Athanassoula, astronome au LAM et premier auteur de cette étude conclut : « Nos simulations démontrent que la fusion de deux galaxies spirales peut donner naissance à une nouvelle galaxie spirale. Ce résultat particulièrement intéressant met donc en évidence un scénario possible pour la formation des galaxies semblables à la nôtre. A partir de là nous allons pouvoir étudier les plus importantes propriétés des galaxies à disque. »

Les glaces enfouies à l’intérieur de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko se trouvent essentiellement sous forme cristalline, ce qui implique qu’elles seraient issues de la nébuleuse primitive, et donc du même âge que notre système solaire. Cette découverte a été obtenue par une équipe internationale pilotée par un chercheur du LAM 1 (CNRS/Aix Marseille Université) et comprenant également des chercheurs du laboratoire J.-L. Lagrange (OCA/CNRS/Université Nice Sophia Antipolis) et du Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CNRS/ Université de Lorraine), avec le soutien du CNES. Leurs résultats proviennent de l’analyse de données fournies par l’instrument Rosina 2, placé à bord de la sonde Rosetta de l’Agence spatiale européenne. Ces travaux ont été publiés le 8 mars 2016 dans The Astrophysical Journal Letters.

La mission Rosetta nous dévoile peu à peu les secrets des comètes et a permis de trancher une question vieille de plusieurs décennies : la nature de leurs glaces. Deux grandes hypothèses s’affrontaient jusqu’ici : celle d’une glace cristalline, où les molécules d’eau sont arrangées de manière périodique, et celles d’une glace amorphe, où les molécules d’eau sont désordonnées. Un problème rendu d’autant plus sensible par ses implications sur l’origine et la formation des comètes et du système solaire.

C’est l’instrument Rosina de la sonde Rosetta qui aura permis de répondre à cette question. Ce spectromètre de masse a d’abord mesuré, en octobre 2014, les abondances du diazote (N2), du monoxyde de carbone (CO) et de l’argon (Ar) dans la glace de Tchouri. Ces données ont été comparées à celles obtenues en laboratoire dans des expériences sur de la glace amorphe, ainsi qu’à celles de modèles décrivant la composition d’hydrates de gaz, un type de glace cristalline où les molécules d’eau peuvent emprisonner des molécules de gaz. Les proportions de diazote et d’argon retrouvées sur Tchouri correspondent bien à celles du modèle des hydrates de gaz alors que la quantité d’argon déterminée sur « Tchouri » est cent fois inférieure à celle que la glace amorphe peut piéger. La glace de la comète possède donc bien une glace de structure cristalline.

Cette découverte est capitale car elle permet de dater la naissance des comètes. En effet, les hydrates de gaz sont des glaces cristallines qui se sont formées dans la nébuleuse primitive du système solaire, à partir de la cristallisation de grains de glace d’eau et de l’adsorption de molécules de gaz sur leurs surfaces au cours du lent refroidissement de la nébuleuse. Si les comètes sont composées de glace cristalline, cela signifie qu’elles se sont forcément formées en même temps que le système solaire, et non auparavant dans le milieu interstellaire. La structure cristalline des comètes prouve également que la nébuleuse primitive était suffisamment chaude et dense pour sublimer la glace amorphe qui provenait du milieu interstellaire. Les hydrates de gaz agglomérés par Tchouri ont dû se former entre -228 et -223 °C pour reproduire les abondances observées. Ces travaux confortent également les scénarios de formation des planètes géantes, ainsi que de leurs lunes, qui nécessitent l’agglomération de glaces cristallines.