Astronomie

Combien de fois le fer peut-il être détecté pour la première fois dans une atmosphère exoplanétaire ?

Combien de fois le fer peut-il être détecté pour la première fois dans une atmosphère exoplanétaire ?

Je vois aujourd'hui qu'il y a une histoire sur la première détection de fer dans une atmosphère exoplanétaire, en l'occurrence dans l'atmosphère du Jupiter ultra-chaud KELT-9b.

Je me souviens qu'il y a eu une histoire il y a quelques mois sur la détection de pluie de fer dans une atmosphère exoplanétaire, l'exemple étant un autre Jupiter ultra-chaud, WASP-76b.

Il ne semble pas plausible que ces deux éléments soient la première détection de fer dans une atmosphère exoplanétaire. C'est lequel alors?


Il est intéressant de noter que ni l'un ni l'autre n'est la première fois que du fer est détecté dans une atmosphère exoplanétaire. D'autres groupes (Hoeijmakers et al. 2018, cités par les deux articles) ont détecté des raies d'absorption du fer et d'autres métaux dans la zone de transition jour-nuit des exoplanètes, pendant le transit. Ehrenreich et al. 2020, le nouveau journal de l'ESO, a fait quelque chose de similaire.

Maintenant, Pino et al. 2020 sont mentionnés dans l'article de spaceref.com comme ayant "directement démontré" la présence de fer dans l'atmosphère d'une exoplanète pour la première fois. Ce à quoi je pense que "directement" se réfère dans ce cas est la détection du fer émission des lignes plutôt que du fer absorption lignes. C'est ce qui rend les observations de Pino et al. différentes : ils ont observé KELT-9b peu de temps avant qu'il ne passe derrière l'étoile, leur permettant de visualiser le côté chaud et diurne de la planète et donc l'émission de fer.

En d'autres termes, je pense que l'article de spaceref.com joue vite et librement avec sa formulation - les résultats de Pino et al. ont été détectés. Ils ont contourné cela en qualifiant les raies d'émission de "directes"$^{dague}$, ce qui implique que les raies d'absorption sont "indirectes". Que vous soyez d'accord avec cela dépend de vous, je pense.

Si vous deviez écrire un article étiquetant une étude comme la première détection de fer dans une atmosphère exoplanétaire, vous pourriez faire un bon argument en faveur de Hoeijmakers et al., mais je pense que la meilleure option serait de ne pas essayer de décrire quelconque de ceux-ci de cette manière. Une nuance ici ne serait pas une mauvaise chose.


$^{dague}$Hoeijmakers et al. faire référence à leur observations comme la première « détection directe » du fer, ajoutant une couche de complexité et d'ironie.


LIGO détecte une collision féroce d'étoiles à neutrons pour la première fois

Il y a 130 millions d'années, alors que les dinosaures parcouraient encore la Terre, une paire d'étoiles mortes est entrée en collision. L'explosion a secoué l'espace-temps et envoyé des vagues de lumière à travers l'univers. Le 17 août 2017, la lumière de cette explosion est apparue sous la forme d'une piqûre d'épingle brillante dans la galaxie NGC 4993, puis s'est évanouie en une braise rougeoyante. Les ondulations de l'espace-temps traumatisé de l'explosion lointaine ont serré et étiré les bras en forme de L des détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO et Virgo. Converties en ondes sonores, les ondulations produisaient un faible gazouillis ascendant. Deux secondes plus tard, le télescope spatial Fermi de la NASA a détecté un sursaut de rayons gamma. Un bref aperçu du rayonnement à haute énergie de l'un des événements les plus violents de la nature. Les astronomes se sont précipités pour pointer leurs télescopes avant que la précieuse lumière ne disparaisse. Le télescope Swope au Chili est apparu en premier sur les lieux. Juste sur ses talons se trouvait la caméra à énergie noire à proximité. Les antennes du Very Large Array se sont efforcées d'enregistrer les émissions radio de la boule de feu. Même le télescope spatial Hubble a tourné son miroir sans égal vers NGC 4993. En quelques heures, l'explosion lointaine était devenue l'un des événements les plus observés de l'histoire astronomique récente. Les astronomes pensent que l'histoire a commencé avec une paire d'étoiles massives en orbite l'une autour de l'autre. La plus grande étoile a manqué de carburant et s'est effondrée en une étoile à neutrons dense. Les étoiles à neutrons sont les objets visibles les plus denses de l'univers, des derviches en rotation hérissés de puissants champs magnétiques. Une cuillerée à thé de cette matière étoile pèserait autant que le mont Everest. L'intense gravité de l'étoile à neutrons a commencé à voler du gaz à son étoile sœur vieillissante. Le tourbillon de gaz chaud a entraîné les deux étoiles ensemble jusqu'à ce que l'étoile à neutrons commence à orbiter à l'intérieur de sa sœur, déchirant ses couches externes en un nuage tourbillonnant d'éléments. Mais la sœur star a survécu à cette mutilation et a fini par exploser aussi. S'effondrer dans une deuxième étoile à neutrons. La mèche était maintenant allumée pour un dernier cataclysme. Des sphères jumelles d'une densité incroyable étaient maintenant enfermées dans une danse maudite toujours plus serrée. En libérant de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles, les deux étoiles à neutrons se sont rapprochées de plus en plus en spirale, de plus en plus vite. Et finalement fusionné dans un moment d'extase astrophysique. Une explosion de kilonova. Un creuset pour l'alchimie cosmique. Le nuage tourbillonnant d'atomes surchauffés a été bombardé de neutrons, forgeant de nouveaux atomes d'or et de platine et d'autres éléments lourds. Les scientifiques pensent que la plupart des métaux précieux de l'univers ont été créés lors d'explosions de kilonova comme celles-ci. Lorsque les trous noirs entrent en collision, il n'y a rien à voir, bien que LIGO puisse entendre le gazouillis de leurs ondes gravitationnelles. Mais les étoiles à neutrons sont de la matière visible et entrent en collision dans un nuage brillant. Il s'agit de la première catastrophe d'ondes gravitationnelles que les astronomes ont vue et entendue. Notre premier aperçu de la physique mystérieuse à l'intérieur des étoiles à neutrons. Et un premier aperçu fugace d'une menthe cosmique dans le ciel.

Les astronomes ont annoncé lundi qu'ils avaient vu et entendu une paire d'étoiles mortes entrer en collision, leur donnant un premier aperçu du processus violent par lequel la plupart de l'or et de l'argent de l'univers ont été créés.

La collision, connue sous le nom de kilonova, a secoué la galaxie dans laquelle elle s'est produite à 130 millions d'années-lumière d'ici dans la constellation australe d'Hydra, et a envoyé des feux d'artifice à travers l'univers. Le 17 août, l'événement a déclenché des capteurs dans l'espace et sur Terre, tout en produisant un fort gazouillis dans les antennes conçues pour étudier les ondulations du tissu cosmique. Il a envoyé les astronomes se précipiter vers leurs télescopes, dans l'espoir de répondre à l'un des mystères de l'univers tant recherchés.

De telles explosions, soupçonnent depuis longtemps les astronomes, ont produit de nombreux éléments les plus lourds de l'univers, y compris des métaux précieux comme l'or, l'argent et l'uranium. Tous les atomes de votre alliance, des trésors du pharaon et des bombes qui ont détruit Hiroshima et qui nous menacent tous, selon l'histoire, ont été formés dans des spectacles de gongs cosmiques qui se sont répercutés dans les cieux.

Ce spectacle de gong s'est produit lorsqu'une paire d'étoiles à neutrons, les noyaux denses et rétrécis d'étoiles qui ont explosé et sont mortes, sont entrées en collision à presque la vitesse de la lumière. Ces étoiles sont des masses aussi grandes que le soleil entassées dans une région de la taille de Manhattan débordant de champs magnétiques et gravitationnels.

Image

En étudiant la boule de feu de cette explosion, les astronomes ont conclu qu'elle avait créé un nuage de poussière d'or beaucoup plus massif que la Terre, confirmant les kilonovas comme agents de l'ancienne alchimie cosmique.

"Pour la première fois, nous avons la preuve", a déclaré Vicky Kalogera, astronome à l'Université Northwestern.

Elle faisait partie des milliers d'astronomes qui ont rendu compte de leurs résultats lundi lors d'une série de conférences de presse et de conférences universitaires.

Une tempête d'articles est en cours de publication, dont un dans Astrophysical Journal Letters qui compte quelque 4 000 auteurs. "Ce document a presque tué l'équipe de rédaction", a déclaré le Dr Kalogera, l'une des 10 personnes qui ont rédigé l'article.

D'autres articles paraissent dans Nature, Physical Review Letters et dans Science, sur des sujets tels que la physique nucléaire et la cosmologie.

"C'est le plus grand feu d'artifice de l'univers", a déclaré David Reitze du California Institute of Technology et directeur exécutif du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, ou LIGO.

Daniel Holz, astrophysicien à l'Université de Chicago et membre de la LIGO Scientific Collaboration, un groupe plus important qui étudie les ondes gravitationnelles, a déclaré : « Je ne peux pas penser à une situation similaire dans le domaine de la science de mon vivant, où un un seul événement fournit tellement d'informations stupéfiantes sur notre univers.

La clé de la découverte était la détection d'ondes gravitationnelles, émanant comme des ondulations dans un étang faisant vibrer le tissu cosmique, en provenance de la galaxie lointaine. Il y a un siècle, Albert Einstein avait prédit que l'espace et le temps pouvaient trembler comme un bol de gelée lorsque des choses massives comme des trous noirs se déplaçaient. Mais de telles vagues n'ont finalement été confirmées qu'en 2016, lorsque LIGO a enregistré le son de deux trous noirs géants entrant en collision, provoquant une sensation qui a finalement conduit ce mois-ci à un prix Nobel.

Pour les chercheurs, c'est à certains égards une aubaine encore plus grande que la découverte originale. C'est la première fois qu'ils découvrent quelque chose que les astronomes réguliers pourraient voir et étudier. Toutes les découvertes précédentes de LIGO ont impliqué la collision de trous noirs, composés d'espace-temps vide et torturé - il n'y a rien à voir pour l'œil ou le télescope.

Mais les étoiles à neutrons sont pleines de choses, de la matière emballée à la densité du mont Everest dans une cuillère à café. Lorsque les étoiles à neutrons s'entrechoquent, toutes sortes de choses éclatent : rayons gamma, rayons X, ondes radio. Quelque chose pour tous ceux qui ont une fenêtre sur le ciel.

« De la joie pour tous », a déclaré David Shoemaker, physicien au Massachusetts Institute of Technology et porte-parole de la collaboration scientifique LIGO.

C'est l'histoire d'une ruée vers l'or dans le ciel.

Cela a commencé le matin du 17 août, heure de l'Est. Le Dr Shoemaker était en communication Skype lorsque les alarmes se sont déclenchées. L'une des antennes LIGO, à Hanford, Washington, avait enregistré un signal de bon augure et envoyé une alerte automatique. Des antennes jumelles, à Washington et Livingston, en Louisiane, surveillent la distance entre une paire de miroirs pour détecter l'étirement et la compression submicroscopiques de l'espace causés par une onde gravitationnelle qui passe. Transformé en son, le signal Hanford était un long gazouillis de 100 secondes, qui s'est terminé par un cri soudain à 1000 cycles par seconde, deux octaves au-dessus du do moyen. Une fréquence aussi élevée indiquait que tout ce qui zoomait était plus léger qu'un trou noir.


Champ magnétique

Champ magnétique Les lignes s'emmêlent lorsque le soleil tourne
Le Soleil n'est pas solide. C'est une énorme boule de plasma, qui ressemble beaucoup à un gaz. Certaines parties du Soleil tournent plus vite que d'autres. Les endroits proches de l'équateur du Soleil tournent le plus rapidement. Les pôles du Soleil tournent plus lentement.

Champ magnétique
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Pour d'autres utilisations, voir Champ magnétique (homonymie).

Champ magnétiques dans les globules de Bok : polarimétrie multi-longueurs d'onde comme traceur à de grandes échelles spatiales★,★★
S. Jorquera1 et G. H.-M. Bertrang1,2 .

s :
Le concept d'énergie a fourni un lien unificateur pour les phénomènes mécaniques et thermiques (rappelez-vous notre description microscopique de la température comme le mouvement des atomes). Le concept de champ a amené l'électricité, le magnétisme et la lumière dans un cadre commun.

est causée par le mouvement du noyau externe liquide.

à tous ces points est déjà si faible que le vent solaire le domine et déplace ses lignes de champ, tandis que son propre mouvement - radialement vers l'extérieur - reste inchangé. Nous allons maintenant dériver la forme de ces lignes.

doit être assez fort pour produire des rayons X. Mais les événements de reconnexion devraient en général accélérer les rayons cosmiques [montrés à la radio]. Une reconnexion est un processus dynamique et va et vient, bien que l'échelle de temps dans le milieu interstellaire devrait être beaucoup plus longue que dans une éruption solaire.

on pense que cela provient des courants électriques dans l'intérieur de l'hydrogène métallique en rotation rapide.

s Go the the Maximum" - de Physicsworld
Article : Sur le magnétisme des étoiles et des planètes.

s Surchauffe l'atmosphère du soleil
Pendant des décennies, les astronomes et les mathématiciens se sont demandé pourquoi l'atmosphère du Soleil est tellement plus chaude que sa surface. Maintenant, ils ont résolu le mystère.

et la gravité de surface pour Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune sont données à une profondeur où la pression atmosphérique = 1 La pression atmosphérique de l'atmosphère terrestre (atm. press.) est à la surface (> > 100 pour les planètes joviennes) la rotation est la rotation sidérale période, h = heures et d = jours

, se trouvant au-dessus de l'atmosphère.

est généré dans la région du noyau externe en fusion de la planète et s'étend vers l'extérieur pour former la magnétosphère : une barrière entourant la Terre, déviant les particules du vent solaire et protégeant la Terre du rayonnement solaire.
Structure .

. C'était comme des versions légèrement plus petites de Saturne, environ 50 fois la force de celle de la Terre.

est probablement généré lorsque la planète fait tourner sa profonde couche d'hydrogène métallique avec des courants électriques.

s'est avéré impossible en raison des raies spectrales extrêmement élargies des étoiles, causées par son taux de rotation élevé.

-- et donc une boussole -- pointe dans une direction particulière, à peu près vers le nord.

environ 578 fois plus puissant que celui de la Terre.

On pense qu'il est dû au fer-nickel liquide qui se trouve dans son noyau.

: Un champ de lignes de force magnétique, généralement appelé ici le modèle de force magnétique émanant et entourant le soleil ou l'une des planètes. (aller à la première utilisation dans le texte) .

, et la force et l'orientation du champ s'il existe. Un réflectomètre électronique mesurera l'aimantation crustale résiduelle.

. L'orientation de la ligne et une flèche indiquent la direction du champ. Les lignes sont rapprochées là où le champ est plus fort.

. Notre planète se comporte d'une certaine manière comme si une barre magnétique géante se trouvait à l'intérieur, alignée approximativement avec les pôles de rotation de la Terre.

est induite par une interaction entre l'ionosphère et le vent solaire,[70][71] plutôt que par une dynamo interne dans le noyau comme celle à l'intérieur de la Terre.

Une condition trouvée dans la région autour d'un aimant ou d'un courant électrique, caractérisée par l'existence d'une force magnétique détectable en chaque point de la région et par l'existence de pôles magnétiques.
Pôle magnétique.

: La région de "l'espace modifié" qui va interagir avec les propriétés magnétiques d'un aimant. Il se situe principalement entre les pôles opposés d'un aimant ou dans l'espace énergétique autour d'une charge électrique en mouvement.
Magnétite : Un minéral d'oxyde de fer noir et fortement magnétique Fe3O4.

: Le milieu des interactions magnétiques. Le champ est créé par des dipôles magnétiques et des charges électriques en mouvement. Il exerce une force sur d'autres charges électriques et dipôles magnétiques qui se trouvent à proximité du champ.

a une force d'environ 0,00001 tesla (T).
ETOILES MAGNÉTIQUES.

:
Le champ de force qui entoure un aimant (de la même manière qu'un champ électrique est le champ de force qui entoure une charge électrique).

Les s sont des zones où un objet présente une influence magnétique.
magnitude : échelle utilisée pour mesurer la luminosité d'une étoile. L'échelle va de 0 (le plus lumineux) à 30 (le plus faible). Toutes les 5 magnitudes représentent un facteur 100 de luminosité.

s dans la zone de convection solaire par Yuhong Fan
Liens web
sdo.gsfc.nasa.gov/data/ - Dernières images de l'Observatoire de la dynamique solaire.

à la surface de la Terre est d'environ 0,32 gauss à l'équateur et 0,62 gauss au pôle nord.

crée deux ovales aurorales au-dessus des pôles magnétiques nord et sud. C'est pourquoi les aurores se produisent presque toutes les nuits dans le ciel du nord, d'août à mai.
Vent solaire .

Geo-Dynamo : courants dans le noyau externe en fusion
La croûte est brisée en plaques tectoniques : .

est la zone autour d'un aimant où la force attractive ou répulsive d'un aimant peut être ressentie.

, avec B = j H. Il est mesuré en A/m.

s sont généralement alignés avec la rotation de la planète, mais pas sur Uranus. Il a une magnétosphère irrégulière qui est renversée sur un axe de près de 60 degrés de l'axe de rotation de la planète.

s dans l'espace lointain ne peut pas être mesuré directement. Les astronomes doivent se fier à l'effet du magnétisme sur la polarisation des ondes électromagnétiques (telles que les ondes radio et les ondes lumineuses) atteignant leurs télescopes.

on pense que les interactions entre les étoiles géantes Aa et Ab dynamisent la couronne
de la plus grande étoile (Aa), générant plus de rayons X que ce à quoi on pourrait s'attendre pour une seule étoile (plus)
et créer une luminosité aux rayons X qui est 10 000 fois celle de la couronne solaire.

.
sur un matériau magnétique est utilisé pour assurer un refroidissement adiabatique.

s peuvent être des entités puissantes. La magnétosphère de Jupiter enlève 1 tonne de matière à Io par seconde. Le mouvement orbital d'Io à travers la magnétosphère de Jupiter génère de l'électricité - un courant électrique de 3 millions d'ampères ! .

sur l'étoile brillante Vega PhysOrg - 23 juin 2009
Vega est une étoile célèbre parmi les astronomes amateurs et professionnels. Située à seulement 25 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Lyre, c'est la cinquième étoile la plus brillante du ciel. Elle a été utilisée comme étoile de référence pour les comparaisons de luminosité.

avec des rebondissements va gommer le flux, le faire chauffer et émettre un rayonnement puissant qui pourrait endiguer l'afflux de matière.

Les s sont censés être faibles et sans importance pour le processus de naissance des étoiles massives ", explique Matthews. " Mais les masers ne voyageraient pas le long d'arcs légers à moins qu'ils ne subissent une sorte de force, probablement une force magnétique.

est un peu un mystère car la température de Curie du fer est de 770 degrés Celsius. Cela signifie que lorsque le fer atteint cette température, il perd toutes ses propriétés magnétiques.
(Cliquez sur l'image pour la vidéo).

emporté par le vent solaire.
Milieu interstellaire
Le gaz et la poussière qui existent dans l'espace ouvert entre les étoiles.

est important pour la Terre car il contribue à nous protéger des particules de haute énergie du Soleil. De telles particules sont généralement déviées par le champ, bien que certaines particules soient piégées pendant un certain temps dans les ceintures de Van Allen.

de Jupiter est quatorze fois plus forte que celle de la Terre. Il va de 4,2 gauss / 0,42 mT à l'équateur à 10-14 gauss / 1,0 - 1,4 mT aux pôles.

s, entraîné par l'hydrogène métallique liquide dans les noyaux
accumulé de grandes quantités d'hydrogène et d'hélium
atmosphères épaisses, corrosives, à haute pression, d'hydrogène, d'hélium, de méthane, d'ammoniac, (quelques preuves pour l'eau !) .

Les s sont beaucoup plus forts et refroidissent tellement les gaz environnants que les taches apparaissent sombres par rapport à la photosphère. Les faculae sont concentrés dans des faisceaux beaucoup plus petits et semblent brillants à la place. Ils sont si nombreux par rapport aux taches solaires qu'ils font le Soleil 0.

est étrange en ce qu'il n'est pas centré sur le centre de la planète et est incliné de près de 60 degrés par rapport à l'axe de rotation. Il est probablement généré par le mouvement à des profondeurs relativement faibles dans Uranus.

a une résistance de surface de 2 gauss. Il s'inverse avec une période de 22 ans (deux fois la période du cycle des taches solaires). Le soleil tourne avec une période de 24 jours à l'équateur (correspondant à 27,2753 jours vu de la Terre) et 28 jours près des pôles.

. Crédit : NASA
Atmosphère et température :
Mercure est trop chaud et trop petit pour conserver une atmosphère.

s entre les magatomes et le vernis de la matière conventionnelle dominent totalement la gravité, la matière magmatique et la matière magmatique + la matière conventionnelle ne s'effondreront pas gravitationnellement d'elle-même à moins d'être directement manipulée dans une boule de son rayon de Schwarzschild.

et émettent des ondes radio et d'autres formes de rayonnement électromagnétique.

s
Propriétés de la lumière
Pour commencer notre étude de la lumière, nous allons en fait d'abord discuter des ondes en général. Par exemple, que se passe-t-il lorsqu'un caillou est jeté dans un étang ?
Figure 3.1 : Perturbation à la surface de l'eau .

Le parcours de vie des pulsars normaux (à l'exclusion des pulsars millisecondes) est mieux visualisé à travers un

- diagramme de période d'essorage. Les pulsars naissent dans le coin supérieur gauche du diagramme et descendent sur des périodes plus longues de quelques millions d'années.

- Un champ vectoriel qui décrit l'influence magnétique des matériaux magnétisés et des courants électriques.

d'une étoile à neutrons produit des faisceaux de rayonnement qui émergent le long de l'axe magnétique. Cet effet Phare provoque des flashs périodiques. Le pôle le plus aligné avec notre ligne de mire produit des impulsions plus fortes.

Décharge de Penning Une décharge à courant continu où les électrons sont forcés d'osciller entre deux cathodes opposées et sont empêchés d'aller à l'anode environnante par la présence d'un

Deux points sur la surface de la terre aux extrémités opposées d'un géo

ligne. continuum. Rayonnement optique résultant de l'émission à large bande de la photosphère. tempête continue (CTM).

Région active Une zone du Soleil où le

s sont très forts. Aux longueurs d'onde ultraviolettes et des rayons X, ils apparaissent brillants. En lumière visible, ils présentent des taches solaires. Angstrom abrégé ⋭. Une unité de longueur égale à 10-8 cm (un centième de millionième de centimètre).

RAYONNEMENT GRAVITATIONNEL : La théorie de la relativité générale prédit que si l'on modifie les distributions des masses (qui génèrent des champs gravitationnels) d'une certaine manière, on peut obtenir des ondes de gravité se propageant d'une manière analogue aux ondes de propagation d'électricité et

AM Her La variable de type AM Her est une étoile binaire : un pulsar avec une forte

en orbite autour d'une étoile froide (type spectral K ou M).

Rayonnement électromagnétique Rayonnement qui se déplace dans l'espace vide à la vitesse de la lumière et se propage par l'interaction d'oscillations électriques et

s. Ce rayonnement a une longueur d'onde et une fréquence.

rayonnement électromagnétique type de rayonnement comprenant la lumière visible, les ondes radio, les rayons gamma et les rayons X, dans lequel

s varient simultanément. épicycles un petit cercle dont le centre se déplace autour de la circonférence d'un plus grand.

La constellation Canes Venatici (les chiens de chasse) est surtout connue pour son luminaire, Cor Caroli (Alpha-2 Canum Venaticorum), une étoile magnétique de classe A avec un

1500 fois la force du Soleil. De telles étoiles ne sont pas si rares. Beaucoup plus rare est La Superba, ou Y Canum Venaticorum.

Il fournit une mine d'informations pour étudier les atmosphères stellaires, dont celle de notre Soleil, ainsi que le milieu interstellaire et les nébuleuses, et pour détecter

Les protons des rayons cosmiques avec des énergies supérieures à 1019 eV ne sont pas confinés par la galaxie

, afin que leur observation puisse révéler leur point d'origine, galactique ou extragalactique.

Bien qu'il n'y ait pas de global

, la cartographie de ses modèles de magnétisme de surface révèle des bandes de terre parallèles de polarité magnétique opposée, analogues aux modèles magnétiques trouvés sur Terre de chaque côté des dorsales médio-océaniques.

Assurez-vous de bien comprendre l'effondrement du nuage protostellaire (critère et conditions de Jeans pour l'effondrement, temps de chute libre pour l'effondrement, raison et relation pour l'augmentation de la rotation et

milieu intergalactique Le milieu gazeux à très faible densité,

s, et des particules de haute énergie dans l'espace entre les galaxies. Suite. Facteur de Lorentz Un paramètre qui signifie dans quelle mesure les effets relativistes entrent en jeu.

Voyager 2 a découvert que l'une des influences les plus frappantes de cette position latérale est son effet sur la queue du

, qui est lui-même incliné de 60 degrés par rapport à l'axe de rotation de la planète. La magnétoqueue s'est avérée être tordue par la rotation de la planète en une longue forme de tire-bouchon derrière la planète.

Au cours des deux dernières décennies, une série d'engins spatiaux (Voyager, Pioneer, etc.) a survolé Saturne, offrant aux scientifiques leurs premiers gros plans de la planète et révélant un

1000 fois plus fort que celui de la Terre. De nouveaux anneaux et lunes ont également été découverts. Certaines lunes étaient recouvertes de glace très lisse.

qui bloquait leurs transporteurs, la seule façon pour eux de sauver Spock est de se révéler pour voler au-dessus du volcan, ce qui violerait la première directive. L'Enterprise fait surface depuis la mer Kirk demande au Dr.

semble se comporter, les astronomes soupçonnent que sous la glace d'Europe se trouve un océan mondial d'eau salée. L'eau reste probablement liquide à cause du réchauffement des marées dû à l'interaction d'Europe avec Jupiter et les autres grandes lunes.

, et des périodes de rotation de 1,6 milliseconde à plusieurs secondes. PSR J0737-3039 est en orbite autour d'une autre étoile à neutrons toutes les 2,4 heures et les deux étoiles fusionneront dans 85 Myr en raison du rayonnement gravitationnel.

Les liquides circulant à l'intérieur d'une partie du noyau de fer de la Terre génèrent le géo de la planète

(IMF) généré par le soleil, il produit la magnétosphère, qui s'étend à des milliers de kilomètres de la Terre dans l'espace.

Les noyaux restants peuvent également influencer la forme des nébuleuses. La couleur des nébuleuses révèle des informations sur leur composition. La couleur bleu-vert caractéristique provient des émissions d'oxygène doublement ionisé, OIII.

Nous illustrons généralement le

est créé par deux pôles magnétiques (positif et négatif).

s autour de la terre piègent les particules des vents solaires et la théorie est que le passage à travers ces régions aurait donné aux astronautes des quantités mortelles d'empoisonnement par rayonnement.

La polarisation est un état dans lequel les directions du courant électrique ou

dans un changement d'onde électromagnétique dans un modèle régulier.

NGC 4631 est bien connu pour son vaste halo gazeux formé à partir de sorties de gaz chaud provenant de son disque, et confiné par une forte

qui enveloppe toute la galaxie.

C'est la seule lune connue pour avoir un

, vraisemblablement causé par le noyau métallique de Ganymède. Comme la Terre, ce noyau est probablement composé de fer et de nickel. La structure de la lune est différenciée, ce qui signifie qu'il y a des couches de différents matériaux sous sa surface.

Unité utilisée pour mesurer la force d'un

.
Relativité générale
Les observateurs ne peuvent pas distinguer localement entre les forces d'inertie dues à l'accélération et les forces gravitationnelles uniformes dues à la présence d'un corps massif.

Gauss. Une unité de mesure d'un

résistance comprise entre 0,3 et 0,6 Gauss.
Gegenschein. Une lueur céleste très faible face au Soleil, très difficile à observer, causée par de la matière interplanétaire très finement étalée. Souvent connu sous son nom anglais, Counterglow.

La lumière des jets est produite par le rayonnement synchrotron, alors que des électrons énergétiques tournent en spirale

les lignes imposent un ordre au rayonnement (ou au moins à une partie de celui-ci), provoquant l'alignement des vecteurs de champ électrique.

Taches solaires : régions sombres du Soleil où

Les s sont regroupés et sont si forts que le flux de gaz chaud de l'intérieur du Soleil vers la surface est inhibé. Les taches apparaissent sombres car leur température est d'environ 1 000 °C (1 800° Fahrenheit) plus froide que la photosphère qui les entoure.

On pense que les rayons X sont le résultat des deux composants'

s étant jusqu'à dix fois plus puissant que celui du Soleil.

: rayonnement d'électrons constamment accéléré dans un

à un rythme suffisamment élevé pour que les effets relativistes soient importants. Prédit il y a longtemps, ce rayonnement a été rencontré pour la première fois dans l'accélérateur de particules appelé synchrotron.

de nombreuses autres différences entre les deux groupes, par exemple Jupiter et Saturne ont tous deux des pressions internes suffisamment élevées pour « presser » de grandes quantités d'hydrogène dans un état métallique dans leurs noyaux, tandis qu'Uranus et Neptune ne peuvent produire qu'une infime fraction de cette quantité. En conséquence, leur

Région active - Une région des couches superficielles du Soleil qui a une grande

et dans lequel les taches solaires, les éruptions et les protubérances se produisent préférentiellement
Optique adaptative - Un système pour modifier la forme du miroir d'un télescope pour compenser la vision atmosphérique et produire des images nettes.


Le vide : à quel point est-il vide ?

L'espace est presque vide. Lorsque nous parlons de vide, nous entendons un espace dépourvu de matière, mais il est intéressant de noter que créer un véritable vide sur Terre dans un laboratoire a été impossible. À quel point les différents degrés de vide sont-ils vides ? À quel point les profondeurs de l'espace sont-elles vides ? Entre planètes ? Entre étoiles ? Entre galaxies ? Nous pouvons passer par une échelle rapide de vide. Il s'avère que l'espace bat nos meilleurs efforts de loin.

Pression (Pa ou kPa) Pression (Torr) Chemin libre moyen Molécules par cm 3
Atmosphère standard, à titre de comparaison 101,325 kPa 760 66 nm 2.5 × 10 19 [60]
aspirateur environ 8×10 +4 600 70 nm 10 19
Échappement de la turbine à vapeur (Condenseur Contre-pression) 9 kPa
pompe à vide à anneau liquide environ 3,2×10 +3 24 1,75 µm 10 18
Atmosphère martienne 1,155 kPa à 0,03 kPa (moyenne 0,6 kPa) 8,66 à 0,23
lyophilisation 100 à 10 1 à 0,1 100 m à 1 mm 10 16 à 10 15
pompe rotative à palettes 100 à 0,1 1 à 10 -3 100 m à 10 cm 10 16 à 10 13
Ampoule à incandescence 10 à 1 0,1 à 0,01 1 mm à 1 cm 10 15 à 10 14
Bouteille thermos 1 à 0,01 [1] 10 -2 à 10 -4 1cm à 1m 10 14 à 10 12
Thermosphère terrestre 1 Pa à 1×10 -7 10 -2 à 10 -9 1cm à 100km 10 14 à 10 7
Tuyau d'aspirateur 1×10 -5 à 1×10 -8 10 -7 à 10 -10 1 à 1 000 km 10 9 à 10 6
Chambre MBE cryopompée 1×10 -7 à 1×10 -9 10 -9 à 10 -11 100 à 10 000 km 10 7 à 10 5
Pression sur la Lune environ 1×10 -9 10 −11 10 000 km 4 × 10 5 [61]
Espace interplanétaire 11 [1]
Espace interstellaire 1 [62]
Espace intergalactique 10 −6 [1]

Il y a des conclusions surprenantes. Ironiquement, le vide commercial n'est pas vraiment un vide, il ne réduit la pression que d'environ 20 %.

L'atmosphère de Mars est 1/100e de la densité de la Terre.

La lune a une atmosphère et elle donne à peu près la même pression de surface que nos MEILLEURS aspirateurs sur terre.

L'espace interplanétaire est densément peuplé par rapport à l'espace froid et sombre entre les étoiles et les galaxies.

La description quantique du vide est assez différente, mais nous pouvons la garder pour plus tard.

Chambers, Austin (2004). Physique du vide moderne. Boca Raton : Presse CRC. ISBN 0-8493-2438-6. OCLC 55000526. [ page nécessaire ]

Groupe expérimental de plasma spatial de l'Université du New Hampshire. “Qu'est-ce que le milieu interstellaire”. The Interstellar Medium, un tutoriel en ligne . Récupéré le 15/03/2006.


Définir SETI's Sights II : Des demeures pour la vie ?

Avec la dernière découverte d'une "Super-Terre" autour d'une étoile rouge sombre à 15 années-lumière de la Terre, les scientifiques de SETI ont réfléchi aux implications de leur recherche d'intelligence sur d'autres mondes. "Cette planète répond à une question ancienne", a déclaré Geoffrey Marcy, professeur d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley et chef de l'équipe qui a découvert la planète, qui est sept à huit fois la masse de la Terre. "Il y a plus de 2 000 ans, les philosophes grecs Aristote et Epicure se sont demandé s'il existait d'autres planètes semblables à la Terre. Maintenant, pour la première fois, nous avons des preuves d'une planète rocheuse autour d'une étoile normale." Le membre de l'équipe Paul Butler de la Carnegie Institution de Washington a souligné la similitude entre cette planète récemment détectée, située autour d'une étoile M appelée Gliese 876, et notre propre monde. "C'est la plus petite planète extrasolaire jamais détectée et la première d'une nouvelle classe de planètes terrestres rocheuses", a-t-il expliqué. "C'est comme le plus grand cousin de la Terre."

Pour les astronomes qui envisagent la possibilité d'une vie en dehors de notre système solaire, la découverte est particulièrement prometteuse en raison du grand nombre d'étoiles M dans notre galaxie. "L'écrasante majorité des étoiles sont des naines M - des centaines de milliards dans notre seule galaxie. Cela suggère qu'il pourrait y avoir un nombre énorme d'habitats planétaires capables d'entretenir la vie", a déclaré Seth Shostak, astronome principal à l'Institut SETI.

Mais la simple existence de planètes rocheuses ne suffit pas à assurer l'évolution de la vie. Une exigence critique, selon Shostak, est d'avoir suffisamment de temps pour que la vie commence et se développe ensuite en quelque chose d'intéressant. "Contrairement aux étoiles semblables au Soleil, qui brûlent pendant 10 milliards d'années puis meurent, les naines M vivent beaucoup plus longtemps - jusqu'à 100 milliards d'années", a-t-il noté. "So if such stellar runts can occasionally spawn life, the majority of that life will be far older than the biology of our own planet. The most ancient, and potentially most interesting life might be found in the neighborhoods of M stars."

Long-lived planets may be especially important for the evolution of life, given the devastating effects of periodic asteroid and meteor impacts. For example, many scientists believe that the massive asteroid that hit Mexico's Yucatan Peninsula 65 million years ago was responsible for the wholesale extinction of dinosaurs. That catastrophe opened the way for the proliferation of mammals on Earth, eventually resulting in humankind. But on other worlds, such chance events might have obliterated an even greater variety of complex life, perhaps effectively stopping the evolution of intelligence--at least on planets with only modest lifetimes.

Given the longevity of M stars, however, complex life on worlds circling such stars might get a second chance. "If evolution happens at a very slow pace, or if many times evolution gets started and gets truncated, because of some extinction events," explained Jill Tarter, Director of SETI Research at the SETI Institute, "planets around M stars may get more than one chance, and they may be able to accommodate a slower evolutionary mode and still end up with telescope builders."

For life to evolve on another world, time alone isn't enough. The planet must circle its star within a "habitable zone," orbiting close enough to gather the life-giving light from its star, but far enough away to avoid the scorching temperatures that would obliterate life.

Because M stars are so dim compared to stars like the Sun, an M star's habitable zone is quite close to the star itself. Simply put, the planets around M stars need to lie in orbits that circle close to the stars if they are to have any chance for gathering enough energy to bear life.

But the tight orbits that would be needed to host life around an M star come at a cost. When a planet orbits its star so closely, one side of the planet always faces the star, while the other side is always hidden. The same phenomenon, called "tidal locking," is evident when we look at the Moon, which always has its same side facing the Earth. The result? When a planet is tidally locked in orbit around its star, the temperatures on the sunny side would be scorching, while the dark side would be a frozen wasteland. "On the star-facing side, you pump a lot of energy in and heat up the atmospheric gas, and in the shadow on the other side it's dark and cold," said Tarter. As a consequence, the difference in temperatures whips up "enormous wind velocities." Or so scientists have thought until recently.

But that may all be changing. "New models indicate that perhaps you can, with greenhouse gases, get a less dramatic energy distribution--that you can in fact circulate the energy that's being put in on one side from the star without totally tearing apart the atmosphere," explained Tarter.

"The planet's mass could easily hold onto an atmosphere," noted Gregory Laughlin, speaking about the newly discovered planet around Gliese 876. "It would still be considered a rocky planet, probably with an iron core and a silicon mantle. It could even have a dense steamy water layer," said Laughlin, an assistant professor of astronomy at UC Santa Cruz and a member of the discovery team. Along with 40 other scientists, he will be attending a workshop at the SETI Institute from July 18-20, 2005, with the mandate to consider whether M stars might provide suitable conditions to sustain life on circling planets--an idea previously dismissed because of tidal locking and the intense radiation that life on closely orbiting worlds would have to endure. In Butler's view, the latest planet detection is likely to be the first of many similar discoveries. "So far we find almost no Jupiter-mass planets among the M dwarf stars we've been observing," he noted, "which suggests that, instead, there is going to be a large population of smaller mass planets." And depending on the results of next month's meeting at the SETI Institute, this may result in a much long list of target stars for the search for civilizations beyond Earth.


Fine-Tuning Astronomy

But all that is changing fast. Across most of the electromagnetic spectrum, extending from the longest radio waves to the shortest cosmic rays, astronomers now have a sharper view of objects of study. This is thanks to newer instruments that provide precise spectroscopy, which offers resolutions and light-collecting capabilities many times more sensitive than those from just a few years ago (see sidebar on spectrographs). Spectroscopy is the science of measuring line emissions from elements and using these measurements to get clues on the state (temperature, density, ionization) of the atoms.

The recent data from the new and better instruments have invalidated some old theories, allowed new ones to flourish and uncovered unexpected results. In short, they have triggered a discovery fever that is changing astronomy. A quick look at an astronomical database called the NASA Astrophysics Data System reveals that the number of papers linked to high-resolution spectral analysis submitted in the first two months of 2002 was greater than that from all the recorded years before 1996 combined.

Among the recent findings is the discovery of planets in other stellar systems (see sidebar). Perhaps most dramatic, however, has been a series of revelations in x-ray astronomy, which is marking its 40th anniversary in 2002. When two x-ray satellites, the NASA Chandra X-Ray Observatory and the European Space Agency's XMM (X-Ray Multi-Mirror)-Newton, both launched two years ago, x-ray astronomy leaped ahead.

The study of the universe in x-rays, which reveal details of some of the most high-energy events in the cosmos, is a relatively new addition to astronomy. That's because every x-ray detector has to be space- or airborne (see sidebar on historical missions) the atmosphere stops most of the incoming x-rays. The first detection of x-rays from space (excluding those from the sun) was made on June 18, 1962. The rocket flight that lofted the instrument lasted for less than three minutes but found what is now known to be a neutron star with a low-mass companion star, called Sco-X1. Today x-ray astronomy has become the fastest-growing area of the field. From the largest structures to the smallest objects, x-ray observations have contributed key discoveries.

Warm Absorbers, Hot Controversy

It seems almost certain that most galaxies (our Milky Way included) have at their center a supermassive black hole several millions time the mass of our sun. Only in some of these galaxies, though, is this central black hole accreting enough matter to make the galaxy "bright," or active. In this case, the central region is called an active galactic nuclei, or AGN. Richard Mushotzky, an expert on AGN working at the NASA Goddard Space Flight Center, likes to point out that there is not even a basic theory of AGN, just a large numbers of observations that people are trying to understand. X-ray studies are the only available probes of the closest regions to the central black hole--and an area on which precise spectroscopy has recently shed some new light.

One class of AGN, called Seyfert I, has very bright optical emission lines and broad absorption lines in a spectra. Emission and absorption lines are an atom's signature, revealing information about the composition and the state of a gas. Different atoms emit radiation at different energies, so detecting an emission or absorption lines can, in principle, be used to deduce the composition of a gas. In practice, however, most atoms emit many lines, which can blend and be difficult to disentangle. For example, iron at a certain temperature emits radiation that is hard to separate from the contribution of neon.

Because of the low resolution of the instruments used previously, it was impossible to disentangle the contributions from the different parts of the AGN--that is, specific areas closer or farther away from the central black hole. Now, with the recent data, Mushotzky says, it has become possible to ask questions about the fundamental physics underlying what is observed: What causes those absorption lines? Are they evidence of a cool material present near the central black hole? How does this change the general picture for AGN?

Indeed, the new, clearer data from Chandra and XMM-Newton show very strong lines, which in the past year have triggered heated arguments about their correct interpretation. Although astronomers agree that Seyfert I's broad absorption lines are generally explained by the presence of a gas called a "warm absorber," a couple of objects don't seem to match that idea--and therein lies the debate.

Part of the controversy is because Chandra and XMM-Newton don't have exactly the same capabilities. Chandra has greater spatial resolution than XMM, so it can better separate objects and analyze a specific part of a picture. But Chandra collects fewer photons than XMM, so an object must be observed for a far longer period to collect a similarly bright spectrum. As an analogy, imagine using a funnel to collect rainwater that is leaking from a roof. For Chandra, imagine that the funnel is narrow but that it can precisely locate the roof leak. With that narrow funnel, you can collect only a very small amount of water, so it is difficult to analyze the composition of the liquid to tell, for instance, whether it has dirt or other things in it. In comparison, XMM would be like a bigger funnel for that roof leak. You might not know exactly where the leak is coming from, but because there is much more water, its composition is easier to analyze.

With their data, the XMM-Newton team was convinced that they had detected emission lines from elements located in the nearby vicinity of the massive central rotating black hole. This explanation would constitute a major discovery and would imply a complete revision of the current theories of AGN, because astronomers had never previously seen emission lines that were so distorted by a black hole. But after analyzing their own high-resolution data, the Chandra team argued for the more conventional view of the presence of a warm absorber located farther away from the central black hole. To help sort out the disagreement, astronomers will have to closely compare the two data sets, and will also observe other Seyfert I's to see whether this problem occurs elsewhere.

"I recognize that this is still controversial," says Steven Kahn, the U.S. principal investigator of the high-resolution grating instruments onboard XMM-Newton. "But what is clear is that the standard warm absorber models do not provide good fits to the data. Whatever the eventual explanation is, the data clearly show that the 'soft' [relatively lower-energy] x-ray band is an exciting region to observe these sources."

Supernova Remnants: An In-Space Lab for Emissions

The models will get another workout from a different area of study: supernova remnants (SNRs), which are what is left behind after stars explode. And although these findings are not controversial, they did engender disbelief for another reason: the high quality of the new data took astronomers by surprise.

"When I first saw the Chandra data [on E0102-72, a supernova remnant located in the Small Magellanic Cloud]," says astronomer Kathryn A. Flanagan, "I wasn't sure that all the lines were real." There were so many strong lines, Flanagan recalls, a member of one of Chandra's instrument teams at the Center for Space Research at the Massachusetts Institute of Technology, that at first she was afraid they were caused by instrument contamination.

When everything checked out fine, however, she and her collaborators were able to create the first detailed map of the speed of all the parts of the supernova remnant. The team found that some parts are flying away from Earth, and some are coming toward us. (They won't reach us the remnant is more than a million light-years away, and the parts are traveling far more slowly than the speed of light.)

The results of the spectral analysis of SNRs will help in refining models of emissions of plasma (charged particles) from the remnants. "Mother Nature is not simple," Flanagan notes, "so no simple model will work." Astronomers depend on models that involve both atomic physics (which predict at what energy each atom will emit radiation if it is at a specific temperature and density and in a certain ionization state) and the physics of the objects they want to analyze. The combination of both is crucial to allow for a meaningful interpretation of the data.

Several efforts to develop models that incorporate most of the atomic physics are under way. Some use well-known and studied objects in the sky as their reference some are trying to re-create and measure line emission element by element in a laboratory setting. Neither method will solve the entire problem. "We're going to need the feedback from both," Flanagan says.

Randall Smith, a scientist at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, is involved in a project aimed at providing the astronomical community with ways to analyze and understand the wealth of data generated by the high-resolution spectrometers on Chandra and XMM-Newton. He says that modeling is only part of the problem, that astronomers need to be more aware of the unique characteristics of the objects of study. The underlying physics are different in AGNs and SNRs, for instance.

As astronomers sort out the details, one thing is clear: they now have more focus to tackle the problems at hand.

ABOUT THE AUTHOR(S)

Ilana Harrus is a French astrophysicist working for the Universities Space Research Association at the NASA Goddard Space Flight Center. Her research interest is in x-ray emission from supernova remnants and pulsars, and she serves as part of the XMM-Newton user support group. She is involved in education and public outreach programs and is a volunteer for "Ask a High-Energy Astronomer." She is the new press officer for the high-energy astrophysics division of the American Astronomical Society.


Planetary processes affecting atmospheric composition after cometary or asteroidal impacts

As we mentioned above, the study of the impacts of small bodies with giant planets took a great advantage of the impact of SL9 on Jupiter in 1994. In the following years other small bodies impacted with Jupiter, confirming the idea that these events are not so rare in the history of the Solar System. The analysis of the SL9 impact data and the application of the theory of atmospheric entry of meteors on Earth made it possible to understand the physical behaviour of the Jovian atmosphere after the impact. Each fragment of SL9 reached a different depth inside the planet, before exploding and releasing all his energy to the surrounding atmosphere. The maximum depth reached depend only on the physical properties of the impactor as: size, density, velocity and angle of entry. The larger impactors, about 3 km in size and mainly composed of water ice, reached maximum depths of about 500 km (approximatively 1 Kbar). At the maximum depth the fragments exploded and liberated all their energy. In a time-scale of few seconds the hot gases generated by the explosion have risen to the higher parts of the Jovian atmosphere characterized by lower opacities, where they reached a luminosity of the order of 10 25 erg/s in the near-infrared.

The sudden release of this large amount of energy created a shock wave that propagated at high velocity trough the atmosphere, with the shocked material reaching very high temperatures and pressures. In this condition it is possible to form new chemical species and transport them over great distances in the atmosphere. In the case of SL9 impact the most surprising report was that of S2 at the impact site of G fragment. Newly detected or enhanced molecular species resulting from impacts included: CS, CS 2, OCS, H 2S, SO 2, HCN, CO, H 2O, NH 3, C 2 H 4, PH 3. All new and enhanced species were detected in Jupiter’s stratosphere. A general rule of shocked chemistry is that CO forms until either C or O is exhausted. If O > C, the other products are oxidized, and excess O goes to H 2O. If C > O, the other products are reduced, and excess C goes to HCN, C2H2 and a wide variety of more complex organics. The dark ejecta debris is probably composed in part of carbonaceous particles generated by the shocks. The observed O/S ratio was reasonably consistent with cometary abundances, but the O/N ratio was much larger, suggesting that another N species was formed (presumably N 2) but probably remained undetected. Convective motions in the upper part of the atmosphere, and atmospheric circulations then provided a rapid mixing of the newly formed species over short time scales (few days) in the planetary atmosphere, but of the observed species OCS, H 2S and NH 3were found to be transient on a time scale of months. CS 2 and CO were observed to weaken over time and to be still present in the atmosphere 1 year after the impact. In contrast, spectral signatures of HCN and CS remained strong also 1 year after the impact, indicating that their abundances remained constant or even increased with time.

Despite the great changes induced by the impact of SL9 on Jupiter it will be difficult to observe with the same details a similar event on an extrasolar planet and to infer the nature of changes in its atmospheric chemical composition as induced by a single impact. However, assuming that the phases underwent by the Solar System in the earliest epochs of its life are common to all planetary systems in the Galaxy, there is a series of event that could alter in a secular way the chemical composition of an extrasolar planet. As we also mentioned before, the migration of massive bodies like Jupiter is associated to large perturbations on smaller bodies present in the extrasolar analogues of the asteroid belt or of the Oort clouds, displacing them from their original orbits and injecting them in more eccentric orbits that could intersect also the central star. During the migration, the planet could be hit many times by these small bodies: even if the exogenous material delivered in the exoplanetary atmosphere can be limited, especially during late events as illustrated in the previous sections, the changes induced by the energy input associated to the impacts can be relevant.

If the planet has a radiative zone in the upper part of its atmosphere, as suggested by [17] in the case of Jupiter, it can extend from 500 to 1000 km (see Fig. 7). This radiative zone act as a barrier between the planet interior and the upper atmosphere, impeding any exchange of material between the two convective regions, preventing in this way a full mixing of the internal material with the external zones. The same situation happens in the main sequence stars of spectral type F where a radiative zone separates the external atmosphere from the inner region where convection is active and nuclear burning products are well mixed. In the case of an impactor with size of about 10 km on Jupiter, with velocity and impact angle similar to those of SL9, the maximum depth reached by the body could be larger than 1000 km, well below the radiative zone. In this case the fireball and the shock wave created by the impact will expand in a region with different chemical composition (more He rich) with respect to the upper atmosphere. At the same time the snowball effect created by the shock wave will be able to bring He rich material above the radiative zone, hence altering the atmospheric chemical composition of the planet. The material below the radiative zone will be brought to the surface, while the upper atmospheric material is depleted in heavier elements and chemical species.

Temperature gradients inside Jupiter from the models of [17]. The gradients are: in red the adiabatic, in green the radiative, and in bleu the total gradient. Each panel presents the gradients as function of different physical variables

These events have a strong similarity with the dredge-up events in low mass stars evolving along the Red Giant Branch: in the stellar case the convection acts as dredge and bring to the surface the product of nuclear burning altering the chemical composition of the star. In the planetary case, instead, it is the shock wave that acts as a dredge. The results of such a larger impact can alter the chemical composition of the planet for longer time-scales than smaller events like SL9. A repeated series of collisions of large impactor (i.e. with size > 10 km) can therefore permanently alter the chemical structure of the atmosphere of an extrasolar planet.


Contents

Transits [ edit | modifier la source]

Spectroscopic studies first revealed the presence of a planet around HD 209458 on November 5, 1999. Astronomers had made careful photometric measurements of several stars known to be orbited by planets, in the hope that they might observe a dip in brightness caused by the transit of the planet across the star's face. This would require the planet's orbit to be inclined such that it would pass between the Earth and the star, and previously no transits had been detected.

Soon after the discovery, separate teams, one led by David Charbonneau including Timothy Brown and others, and the other by Gregory W. Henry, were able to detect a transit of the planet across the surface of the star making it the first known transiting extrasolar planet. On September 9 and 16, 1999, Charbonneau's team measured a 1.7% drop in HD�'s brightness, which was attributed to the passage of the planet across the star. On November 8, Henry's team observed a partial transit, seeing only the ingress. Ε] Initially unsure of their results, the Henry group decided to rush their results to publication after overhearing rumors that Charbonneau had successfully seen an entire transit in September. Papers from both teams were published simultaneously in the same issue of the Astrophysical Journal. Each transit lasts about three hours, during which the planet covers about 1.5% of the star's face.

The star had been observed many times by the Hipparcos satellite, which allowed astronomers to calculate the orbital period of HD 209458 b very accurately at 3.524736 days. Ζ]

Spectroscopic [ edit | modifier la source]

Spectroscopic analysis had shown that the planet had a mass about 0.69 times that of Jupiter. Η] The occurrence of transits allowed astronomers to calculate the planet's radius, which had not been possible for any previously known exoplanet, and it turned out to have a radius some 35% larger than Jupiter's.

Direct detection [ edit | modifier la source]

On March 22, 2005, NASA released news that infrared light from the planet had been measured by the Spitzer Space Telescope, the first ever direct detection of light from an extrasolar planet. This was done by subtracting the parent star's constant light and noting the difference as the planet transited in front of the star and was eclipsed behind it, providing a measure of the light from the planet itself. New measurements from this observation determined the planet's temperature as at least 750 °C (1300 °F). The circular orbit of HD 209458 b was also confirmed.

The transit of HD 209458 b.

Spectral observation [ edit | modifier la source]

On February 21, 2007, NASA and Nature released news that HD 209458 b was one of the first two extrasolar planets to have their spectra directly observed, the other one being HD 189733 b. ⎖] ⎗] This was long seen as the first mechanism by which extrasolar but non-sentient life forms could be searched for, by way of influence on a planet's atmosphere. A group of investigators led by Jeremy Richardson of NASA's Goddard Space Flight Center spectrally measured HD 209458 b's atmosphere in the range of 7.5 to 13.2 micrometres. The results defied theoretical expectations in several ways. The spectrum had been predicted to have a peak at 10 micrometres which would have indicated water vapor in the atmosphere, but such a peak was absent, indicating no detectable water vapor. Another unpredicted peak was observed at 9.65 micrometres, which the investigators attributed to clouds of silicate dust, a phenomenon not previously observed. Another unpredicted peak occurred at 7.78 micrometres, which the investigators did not have an explanation for. A separate team led by Mark Swain of the Jet Propulsion Laboratory reanalyzed the Richardson et al. data, and had not yet published their results when the Richardson et al. article came out, but made similar findings.

On 23 June 2010, astronomers announced they have measured a superstorm (with windspeeds of up to 7000 km/h) for the first time in the atmosphere of HD 209458 b. ⎘] The very high-precision observations done by ESO’s Very Large Telescope and its powerful CRIRES spectrograph of carbon monoxide gas show that it is streaming at enormous speed from the extremely hot day side to the cooler night side of the planet. The observations also allow another exciting “first”—measuring the orbital speed of the exoplanet itself, providing a direct determination of its mass. Ώ]


Contents

Transits [ edit | modifier la source]

Spectroscopic studies first revealed the presence of a planet around HD 209458 on November 5, 1999. Astronomers had made careful photometric measurements of several stars known to be orbited by planets, in the hope that they might observe a dip in brightness caused by the transit of the planet across the star's face. This would require the planet's orbit to be inclined such that it would pass between the Earth and the star, and previously no transits had been detected.

Soon after the discovery, separate teams, one led by David Charbonneau including Timothy Brown and others, and the other by Gregory W. Henry, were able to detect a transit of the planet across the surface of the star making it the first known transiting extrasolar planet. On September 9 and 16, 1999, Charbonneau's team measured a 1.7% drop in HD�'s brightness, which was attributed to the passage of the planet across the star. On November 8, Henry's team observed a partial transit, seeing only the ingress. Ζ] Initially unsure of their results, the Henry group decided to rush their results to publication after overhearing rumors that Charbonneau had successfully seen an entire transit in September. Papers from both teams were published simultaneously in the same issue of the Astrophysical Journal. Each transit lasts about three hours, during which the planet covers about 1.5% of the star's face.

The star had been observed many times by the Hipparcos satellite, which allowed astronomers to calculate the orbital period of HD 209458 b very accurately at 3.524736 days. Η]

Spectroscopic [ edit | modifier la source]

Spectroscopic analysis had shown that the planet had a mass about 0.69 times that of Jupiter. ⎖] The occurrence of transits allowed astronomers to calculate the planet's radius, which had not been possible for any previously known exoplanet, and it turned out to have a radius some 35% larger than Jupiter's.

Direct detection [ edit | modifier la source]

On March 22, 2005, NASA released news that infrared light from the planet had been measured by the Spitzer Space Telescope, the first ever direct detection of light from an extrasolar planet. This was done by subtracting the parent star's constant light and noting the difference as the planet transited in front of the star and was eclipsed behind it, providing a measure of the light from the planet itself. New measurements from this observation determined the planet's temperature as at least 750 °C (1300 °F). The circular orbit of HD 209458 b was also confirmed.

The transit of HD 209458 b.

Spectral observation [ edit | modifier la source]

On February 21, 2007, NASA and Nature released news that HD 209458 b was one of the first two extrasolar planets to have their spectra directly observed, the other one being HD 189733 b. ⎗] ⎘] This was long seen as the first mechanism by which extrasolar but non-sentient life forms could be searched for, by way of influence on a planet's atmosphere. A group of investigators led by Jeremy Richardson of NASA's Goddard Space Flight Center spectrally measured HD 209458 b's atmosphere in the range of 7.5 to 13.2 micrometres. The results defied theoretical expectations in several ways. The spectrum had been predicted to have a peak at 10 micrometres which would have indicated water vapor in the atmosphere, but such a peak was absent, indicating no detectable water vapor. Another unpredicted peak was observed at 9.65 micrometres, which the investigators attributed to clouds of silicate dust, a phenomenon not previously observed. Another unpredicted peak occurred at 7.78 micrometres, which the investigators did not have an explanation for. A separate team led by Mark Swain of the Jet Propulsion Laboratory reanalyzed the Richardson et al. data, and had not yet published their results when the Richardson et al. article came out, but made similar findings.

On 23 June 2010, astronomers announced they have measured a superstorm (with windspeeds of up to 7000 km/h) for the first time in the atmosphere of HD 209458 b. ⎙] The very high-precision observations done by ESO’s Very Large Telescope and its powerful CRIRES spectrograph of carbon monoxide gas show that it is streaming at enormous speed from the extremely hot day side to the cooler night side of the planet. The observations also allow another exciting “first”—measuring the orbital speed of the exoplanet itself, providing a direct determination of its mass. ΐ]


Construction to begin in Hawaii on world's most advanced telescope

An artist's rendering of the Thirty Meter Telescope at night, with its laser guide star system illuminated. Credit: www.tmt.org

With the recent approval of a sublease by Hawaii's Board of Land and Natural Resources, initial construction on the Thirty Meter Telescope—destined to be the most advanced and powerful optical telescope in the world—can begin later this year.

The board's final go-ahead, received July 25, moves the University of California and UCLA a step closer to peering deeper into the cosmos than ever before.

Work on the Thirty Meter Telescope (TMT), named for its 30-meter primary mirror—three times the diameter of the largest existing telescopes—will take place atop Hawaii's dormant Mauna Kea volcano. The TMT's scientific operations are slated to start in 2022. (Watch a video about the telescope.)

Researchers in the UCLA College will play a significant role in the development and use of the TMT, which will enable astronomers to study stars and other objects throughout our solar system, the Milky Way and neighboring galaxies, and galaxies forming at the very edge of the observable universe, near the beginning of time.

The project is a collaboration among universities in the United States and institutions in Canada, China, India and Japan, with major funding provided by the Gordon and Betty Moore Foundation.

"UCLA is taking a lead role in defining the science for this monumental, international project," said Andrea Ghez, a professor of physics and astronomy who holds UCLA's Lauren B. Leichtman and Arthur E. Levine Chair in Astrophysics.

Ghez has served on the TMT science advisory committee since its first meeting 14 years ago.

"One reason why we want to build TMT is to delve into the most fundamental workings of our universe," she said. "It is truly amazing to think about what TMT will teach us about the universe."

Designing state-of-the-science instruments for the TMT

UCLA professor of astronomy James Larkin is one of many excited about the TMT's potential. He is the principal investigator for the Infrared Imaging Spectrograph (IRIS), one of three scientific instruments that will be ready for use with the TMT when the telescope begins operation.

"IRIS is an imaging spectrograph that perhaps can best be described as a sophisticated camera that takes small images at 2,000 different wavelengths simultaneously," Larkin said. "Or it can be thought of as a spectrograph that takes 10,000 adjacent spectra over a rectangular area of the sky."

The instrument will be able to produce images three times sharper than what is currently achievable with the two powerful W.M. Keck telescopes on Mauna Kea and many times sharper than the Hubble Space Telescope, Larkin said. IRIS will image planets that are forming but are often too dim and red to be detected by smaller telescopes, and it will be the only one of the three TMT instruments to magnify images to the theoretical diffraction limit.

"Exploring the universe at this unprecedented resolution and sensitivity means we will be surprised by what we find," he said. "IRIS has a wide range of science objectives, ranging from chemical analysis of the surfaces of solar system moons like Titan and Europa, to following the evolution of galaxies over the past 13 billion years, to searching for the first stars in the very early universe."

With the most sensitive spectroscopy available anywhere in the near-infrared, IRIS will yield the first real understanding the physical nature of these early galaxies, a key goal of research in cosmology and astrophysics.

IRIS is a joint project involving more than 50 astronomers from the U.S., Canada, Japan and China, and many of the instrument's most crucial components will be designed and built at UCLA's Infrared Laboratory for Astrophysics, founded 25 years ago this fall by Ian S. McLean, who is the laboratory's director and a UCLA professor of physics and astronomy.

The TMT, McLean said, will enable astronomers to see not only much fainter objects but also to resolve them in much greater detail.

"Both of these attributes are crucial for almost all of the frontier areas of modern astrophysics, from studies of nearby exoplanetary systems to probing the most distant objects in the universe," he said. "The TMT is precisely the right kind of scientific tool to complement national facilities under development, such as the James Webb Space Telescope. We are all very excited that the TMT can officially enter its construction phase."

In 1989, at the beginning of the era of the twin W.M. Keck telescopes—currently the world's largest optical and infrared telescopes—UCLA set up its infrared astrophysics lab to develop state-of-the-science instruments for them. All four of the currently operational infrared cameras and spectrometers on the Keck telescopes were built entirely or in part at UCLA. McLean expects UCLA's infrared lab to play a similar role with the TMT.

The concept of a telescope three times larger and with nine times more light-gathering power than the Keck telescopes was first envisaged nearly 15 years ago, and UCLA has played a major role in defining the type of instruments needed for such a telescope. IRIS, under Larkin's leadership, is one example, McLean said. Another proposed TMT instrument, the Infrared Multi-Slit Spectrometer (IRMS), will be a near-replica of the successful MOSFIRE instrument that McLean delivered to the W.M. Keck Observatory in 2012.

With the sharpest and most sensitive images ever taken in the near infrared, the TMT and IRIS will reveal the universe in new ways, exploring everything from dwarf planets at the orbit of Pluto to the most distant galaxies as they were near the dawn of time, McLean said.

The twin 10-meter Keck telescopes have "attracted many distinguished faculty, trained students at all levels and served the people of California and the world with inspiring discoveries and technological leadership," said McLean. "The University of California will continue that tradition of leadership and excellence with its participation in the TMT project, and UCLA will play a key role through the development and exploitation of infrared spectroscopy and high-resolution imaging technology."

Solving mysteries of black holes with the TMT

UCLA's Ghez, who leads the development of the Galactic Center project, said her research will be greatly enhanced by the Thirty Meter Telescope.

Ghez and her colleagues discovered a supermassive black hole at the center of the Milky Way that has a mass approximately 4 million times that of our sun. Such mysterious and intriguing black holes, which were predicted by Einstein's theory of general relativity, provide remarkable laboratories for the study of physics in extreme environments.

The TMT, Ghez said, will identify and map the orbits of fainter stars close to our black hole, extending our knowledge of physics with a fundamental test of Einstein's theory. Because stars in the vicinity of the black hole will be affected by the presence or absence of dark matter, their orbits will significantly constrain our current model of dark matter, which is central to our understanding of galaxy formation.

TMT will also extend our ability to measure accurate masses of black holes in more distant galaxies and in low-mass galaxies, likely revealing when and how black holes are "fed," Ghez said.

By revealing details about resolved stellar populations in nearby galaxies, the TMT and IRIS will directly probe the formation of nearby stellar systems like our own Milky Way. Because it will be possible to measure the mass distributions of stars in a variety of new environments and in galaxies outside of the Milky Way, IRIS will help scientists learn whether stars form differently under different conditions.

In the distant universe, IRIS's ability to image and study the internal workings of early galaxies will represent a major breakthrough in the study of galaxy formation during the known peak period of star formation.

TMT is committed to work within a plan for responsible development on Mauna Kea created by the Office of Mauna Kea Management.

The Thirty Meter Telescope is a collaboration of the University of California, the California Institute of Technology, the Association of Canadian Universities for Research in Astronomy, the National Astronomical Observatory of Japan, a consortium of Chinese institutions led by the National Astronomical Observatories of the Chinese Academy of Sciences, and institutions in India supported by India's Department of Science and Technology.

The advancement of TMT to this stage has been made possible by the support of the Gordon and Betty Moore Foundation, established by Intel co-founder Gordon Moore and his wife. The foundation has spent $141 million to date to fund the TMT's design, development and construction phases. The foundation supports bold ideas that create enduring impact in science, environmental conservation and patient care.