lundi 23 octobre 2017

L'inflation cosmique et le nombre de dimensions de l'espace expliquées par des noeuds quantiques


Voilà un travail théorique comme on les aime : potentiellement considérable pour notre compréhension de l'Univers. Il permet à la fois de donner une origine à la phase d'inflation de l'Univers et explique pourquoi notre Univers possède 3 dimensions spatiales, le tout sans faire intervenir de physique trop exotique...

Cinq théoriciens européens ont travaillé ensemble pour réfléchir aux premiers instants de l'Univers, cette époque très chaude et très dense qui était peuplée d'un plasma fait de quarks et de gluons, avant la formation des particules baryoniques. Arjun Berera (Université d'Edinburgh), Roman Buniy (Chapman University), Heinrich Päs (Université de Dortmund, João Rosa (Université de Aveiro) et Thomas Kephart (Université Vanderbilt) ont développé une idée fondée sur les relations existant entre quarks issues du modèle classique de chromodynamique quantique, mais amenées aux très hautes énergies qui étaient celles du Big Bang.
Les quarks se comportent de manière assez singulière : ils ne peuvent exister seuls, il leur faut toujours un partenaire antiquark avec lequel ils sont très fortement liés par des gluons. Lorsqu'un couple quark-antiquark se retrouve malgré tout séparé, il se forme ce qu'on appelle un "tube de flux" entre eux, composé de nouveaux quarks et gluons virtuels. Lorsque le couple quark/antiquark lié est séparé par une très puissante force extérieure, le tube de flux qui les relie peut s'étendre spatialement, jusqu'à atteindre un point où il se brise. Lors de cette brisure du tube de flux, le modèle standard de la chromodynamique quantique (la QCD) dit qu'il libère suffisamment d'énergie pour former une nouvelle paire quark/antiquark bien réelle, qui va alors se lier avec chacun des deux quarks esseulés pour former au final deux paires de quarks/antiquarks. 

Les cinq physiciens théoriciens ont réfléchi depuis maintenant 5 ans à ce que pouvait devenir ce processus bien connu du tube de flux des quarks, dans les conditions de l'Univers primordial. Ils ont commencé à travailler sur ce problème lorsqu'ils se sont rencontrés au cours d'un groupe de travail à l'institut Newton à Cambridge en 2012. Ils imaginaient alors que le phénomène aurait pu jouer un rôle clé dans la formation de l'Univers. Ce qu'ils ont découvert va au-delà de leurs attentes.
Berera, Buniy, Päs, Rosa et Kephart ont réalisé que la version à très haute énergie du plasma de quark/gluons était un environnement idéal pour la formation de multitudes de tubes de flux. Normalement, les tubes de flux finissent par disparaître quand deux particules entrent en contact et s'annihilent, mais il existe des exceptions. Ce que montrent nos cinq théoriciens, c'est que si un tube de flux prend la forme d'un noeud, il devient stable et il peut "survivre" même après disparition des particules qui lui ont donné naissance.  C'est le point crucial de cette découverte théorique.
Et des tubes de flux stables sont également créés lorsque deux tubes de flux (ou plus) se retrouvent reliés. L'exemple le plus simple est celui du noeud de Hopf produit par deux cercles entrelacés. 
Les auteurs montrent alors que, de cette façon, l'Univers entier (qui n'était pas encore très grand), devait être rempli d'un réseau serré de tubes de flux entrelacés de manière à minimiser leur énergie. Mais ils ont ensuite calculé combien d'énergie un tel réseau devait contenir. Ils ont eu l'heureuse surprise de constater qu'il y avait assez d'énergie pour produire la phase d'inflation cosmique de l'Univers primordial, le réseau de tubes de flux agissant comme une énergie du vide (ou une constante cosmologique).

L'idée de l'inflation est apparue au tout début des années 1980, l'Univers jeune aurait brutalement grossi, de la taille d'un proton à celle d'un grain de raisin en l'espace de milliardièmes de milliardièmes de secondes. 
Cette période d'expansion exponentielle permet de résoudre deux problèmes importants en cosmologie : elle explique pourquoi l'Univers est plat et si homogène à grande échelle. Mais l'inflation a toujours eu du mal à s'imposer, d'une part par sa complexité théorique mais aussi et surtout car la théorie n'explique pas bien quelle est la source d'énergie qui a pu en être à l'origine.

Et le réseau de tubes de flux de Berera, Buniy, Päs, Rosa et Kephart, non seulement fournit la source d'énergie de la phase inflationnaire, mais en plus, explique pourquoi cette inflation s'est arrêtée aussi brutalement, ce qui n'avait encore jamais été vraiment expliqué jusqu'à aujourd'hui. Les chercheurs expliquent que lorsque l'Univers s'est fortement étendu, le réseau de tubes de flux a fini par se briser à son tour, en remplissant l'Univers de nouvelles particules et de rayonnement, éliminant de fait la source d'énergie qui générait l'expansion inflationnaire.

Mais la caractéristique peut-être la plus élégante de cette nouvelle théorie est qu'elle fournit une explication naturelle au fait que nous vivons dans un espace à trois dimensions! C'est une question qui est rarement posée, mais qui devrait l'être plus souvent. Pourquoi notre espace ne possède-t-il pas plus de trois dimensions après tout ? Certaines théories comme la théorie des cordes prédisent qu'il existerait jusqu'à 10 dimensions d'espace mais que sept d'entre elles seraient toutes petites voire repliées sur elles-mêmes.
C'est Heinrich Päs qui a trouvé le lien entre dimensions et noeuds de tubes de flux. Les noeuds ne peuvent se former qu'en 3 dimensions. Si on ajoute une dimension spatiale supplémentaire, les noeuds "se défont", tout simplement, les noeuds d'"objets" comme les tubes de flux ne sont stables topologiquement qu'à 3 dimensions, ce qui a été démontré par des mathématiciens spécialisés dans le domaine de la topologie. Pour cette raison, ces tubes de flux des quarks, noués ou reliés entre eux, ne peuvent pas se former dans un espace à plus de trois dimensions. Si l'idée du réseau de tubes de flux à l'origine de l'inflation est correcte, cela implique donc directement que l'inflation n'a pu avoir lieu qu'en trois dimensions spatiales. Si d'autres dimensions existent, elles devraient forcément avoir une taille infinitésimale.

Après avoir présenté leurs premiers résultats, Berera, Buniy, Päs, Rosa et Kephart annoncent qu'ils vont s'atteler à produire une modélisation détaillée des propriétés et de la dynamique du réseau de tubes de flux, dans le but de pouvoir faire des prédictions de phénomènes pouvant être observés et/ou testés.


Source
Knotty inflation and the dimensionality of spacetime
A. Berera, R. Buniy, T. Kephart, H. Päs, J. Rosa
European Physical Journal C (14 octobre 2017) 77: 682.


Illustrations
1) Vue d'artiste figurant un réseau de noeuds formant le "vide" quantique (Keith Wood / Vanderbilt))
2) Simulation numérique montrant le type de réseau serré de tubes de flux que les physiciens proposent pour l'Univers très jeune (Roman Buniy / Chapman University)
3) Visualisation schématisée d'un tube de flux entre un quark et un antiquark (D. Leinweber)

dimanche 22 octobre 2017

Observation de nano-éruptions solaires à 10 millions de degrés


Pour étudier les rayons X, il faut nécessairement sortir de l'atmosphère terrestre. Pour un coût bien plus faible que celui d'un télescope en orbite, les astrophysiciens peuvent utiliser des fusées de courte portée emportant des instruments, pour quelques minutes d'observations. Le second vol de l'instrument FOXSI vient ainsi de fournir ses résultats et montre des phénomènes solaires que les astronomes cherchaient à voir depuis des années : des micro-éruptions solaires.




jeudi 19 octobre 2017

Nouvelles détections de glace au pôle nord de Mercure


La température extrême régnant à la surface de Mercure (plus de 400° C) paraît improbable pour y trouver de la glace d'eau, mais de nombreux indices, mesures indirectes ou directes, ont montré depuis une trentaine d'année que de la glace peut se cacher au fond de cratères qui ne sont jamais exposés au rayonnement solaire. Trois nouveaux cratères viennent d'être identifiés avec un contenu qui ressemble très fortement à de la glace, ce qui laisse penser qu'elle pourrait être encore plus présente sur Mercure que ce que les spécialistes imaginaient.




lundi 16 octobre 2017

Une découverte majeure pour l'astrophysique

La nouvelle tant attendue depuis la fuite du 25 août dernier, qui fut à l'origine d'une rumeur comme on ne les aime pas trop, vient d'être rendue publique lors d'une grande conférence de presse par les leaders de plusieurs observatoires, à commencer par les observatoires LIGO et EGO-Virgo. L'article scientifique principal décrivant la découverte est le fruit d'une gigantesque collaboration à la taille de toute la communauté astrophysique, il a été écrit par 3500 co-auteurs... Et à côté de cet article paru en accès libre dans Physical Review Letters, plusieurs dizaines d'autres articles se focalisant sur certains aspects des nombreuses observations paraissent également aujourd'hui dans Nature, Nature Astronomy, Science, et Astrophysical Journal Letters (voir la très longue liste à la fin de ce billet)...




Signaux gamma de Fermi et Integral et signal gravitationel
de LIGO+EGO-Virgo (Abbott et al. "Gravitational Waves and
Gamma Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817
and GRB 170817A."2017, ApJL, 848, L13.)
C'est donc bien d'une collision de deux étoiles à neutrons qu'il s'agit, et cet événement à donné lieu à plusieurs contreparties dans diverses longueurs d'ondes, des rayons gamma aux ondes radio en passant par les rayons X, le visible et les infra-rouges, ce qui permet aux spécialistes de comprendre en détails ce qui s'est passé dans cette collision/fusion/explosion.

L'événement a eu lieu le 17 août 2017 et porte les noms GW170817 et GRB170817A, on appelle également ce type de cataclysme une kilonova ou encore une macronova (avec ici le petit nom SSS17a), pour ce qui concerne l'émission optique (de l'UV aux infra-rouges) . Le télescope spatial Fermi a détecté le GRB (Gamma Ray Burst)  1,7 seconde après le signal gravitationnel de LIGO et Virgo. La source a pu être localisée par le signal gravitationnel des trois interféromètres dans une région du ciel s'étendant sur 28 degrés². Il s'agit du signal distinctif de la coalescence de deux étoiles à neutrons, situées à seulement 40 mégaparsecs (130 millions d'années-lumière), dans la galaxie NGC 4993. C'est le signal gravitationnel le plus proche jamais détecté. Ces étoiles à neutrons avaient une masse comprise entre de 1,17 et 1,60 masses solaires, pour une masse totale de 2,74 masses solaires, d'après les paramètres des ondes détectées.
Suite à ces premières détections gravitationnelles et gamma, une vaste campagne d'observations dans toutes les longueurs d'ondes, y compris la recherche de neutrinos, a très vite été lancée et a permis d'observer des signaux permettant de comprendre les processus qui ont eu lieu lors de cette fusion d'étoiles à neutrons. 
Un flash d'ultra-violets est apparu très tôt avant de disparaître en 48 heures, suivi par une émission en visible et en infra-rouge qui a persisté  environ 10 jours, présentant tous les aspects d'une kilonova. Des émissions de rayons X ont par la suite été détectées par le télescope spatial Chandra à la même position, mais 9 jours après le signal gravitationnel, et puis des émissions d'ondes radio ont enfin été détectées par le réseau VLA à T0+ 16 jours. Toutes ces observations mises en commun ont permis de localiser très précisément la source unique dans la galaxie NGC 4993.
Localisation de GW170817 par de multiples observations (gravitationnelles, gamma, optique)
(Abott et al. 2017, ApJL, 848, L13)
Les astrophysiciens expliquent que les rayons X et les ondes radio ont été produits par un processus physique différent de celui de la fusion proprement dite:  les effets de l'éjection de jets de matière à grande vitesse qui ont suivi la fusion. Aucun rayon gamma de ultra-haute énergie ni de neutrinos n'ont en revanche pu être détectés en association avec GW170817/GRB170817A. 
Les données permettent de dire que la kilonova tire son énergie de la décroissance radioactive de noyaux lourds qui ont été formés dans la collision des deux étoiles à neutrons dans le processus physique  appelé "processus-r". C'est la première fois que le processus de formation des noyaux lourds comme l'or ou le platine est observé directement, alors qu'il avait été prédit il y a plus d'une vingtaine d'années. Oui, le bijou en or qui orne votre doigt ou votre cou a été produit lors d'une collision d'étoiles à neutrons!
La galaxie NGC4993 imagée par le Very Large Telescope de l'ESO, la kilonova correspondant au GRB170817A et à l'événement GW170817 est située par la flèche rouge (ESO).
A partir de cette observation de GW170817, les chercheurs calculent le taux d'occurence de ces fusions d'étoiles à neutrons et trouvent qu'en 1 an, il doit y en avoir environ 1540 par gigaparsec cube (c'est à dire dans un cube de 3,26 milliards d' années-lumière de côté).
Concernant le produit de la fusion des étoiles à neutrons, on ne sait pas encore si il s'agit d'une grosse étoile à neutrons ou bien d'un petit trou noir. Ce serait d'ailleurs l'un des trous noirs les plus légers que l'on connaisse. De plus amples études seront nécessaires pour éclaircir ce point.
On sait donc désormais avec certitude que les phénomènes de bouffées courtes de rayons gamma (GRB courts), de kilonova ou macronova et de coalescence d'étoiles à neutrons ne sont que les différentes facettes du même phénomène : la fusion d'un couple d'étoiles à neutrons qui produit un jet de rayonnement et de matière constituée des noyaux les plus lourds de la table de Mendeleïev.


La différence de temps d'arrivée de 1,7 s entre les ondes gravitationnelles et les photons gamma initiaux a été également exploitée pour tester la théorie de la relativité générale, comme la vitesse des ondes gravitationnelles, l'invariance de Lorentz ou encore le principe d'équivalence. Le fait de connaître la distance de cette fusion d'étoiles à neutrons grâce à l'amplitude des ondes gravitationnelles et par ailleurs la vitesse de récession grâce au décalage vers le rouge (redshift) obtenu par les photons, permet également de calculer d'une nouvelle manière la constante de Hubble H0 (dont la valeur est toujours controversée aujourd'hui). Malheureusement, les chercheurs trouvent ici une valeur presque exactement au milieu des deux valeurs antagonistes obtenues d'une part via les supernovae et les céphéides et d'autre part via le fond diffus cosmologique : 70,0 km/s/Mpc, avec en revanche une grosse incertitude de l'ordre de ±10 km/s/Mpc...

On le voit, ces observations conjointes du même phénomène donnent de précieuses informations dans plusieurs domaines : l'astrophysique, la physique de la matière dense, la physique nucléaire, la gravitation, et bientôt la cosmologie. Finalement, cette découverte revêt une importance particulière car elle donne naissance à ce qu'on appelle l'astronomie des multimessagers : ondes gravitationnelles et photons, qui s'enrichira probablement dans un futur proche avec des astroparticules, rayons cosmiques ou neutrinos.

Revivez cette découverte majeure annoncée aujourd'hui par les observatoires gravitationnels et de nombreux autres associés : 



Sources 

GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral
B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)
Phys. Rev. Lett. 119, 161101 (16 October 2017)
https://journals.aps.org/prl/references/10.1103/PhysRevLett.119.161101

Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger
B. P. Abbott et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa91c9


Liste des publications scientifiques relatives à cette découverte conjointe : 

GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral
B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)
Phys. Rev. Lett. 119, 161101 (16 October 2017)
https://journals.aps.org/prl/references/10.1103/PhysRevLett.119.161101

Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger

B. P. Abbott et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa91c9

Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A
LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration, Fermi Gamma-ray Burst Monitor, and INTEGRAL
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa920c/meta

An Ordinary Short Gamma-Ray Burst with Extraordinary Implications: Fermi-GBM Detection of GRB 170817A
A. Goldstein et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

INTEGRAL Detection of the First Prompt Gamma-Ray Signal Coincident with the Gravitational-wave Event GW170817
V. Savchenko et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. I. Discovery of the Optical Counterpart Using the Dark Energy Camera
M. Soares-Santos et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. II. UV, Optical, and Near-infrared Light Curves and Comparison to Kilonova Models
P. S. Cowperthwaite et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa8fc7/meta

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. III. Optical and UV Spectra of a Blue Kilonova from Fast Polar Ejecta
M. Nicholl et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South
R. Chornock et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )



The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. V. Rising X-Ray Emission from an Off-axis Jet
R. Margutti et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9057/meta

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. VI. Radio Constraints on a Relativistic Jet and Predictions for Late-time Emission from the Kilonova Ejecta
K. D. Alexander et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. VII. Properties of the Host Galaxy and Constraints on the Merger Timescale
P. K. Blanchard et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9055/meta

The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. VIII. A Comparison to Cosmological Short-duration Gamma-Ray Bursts
W. Fong et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9018/meta

The Discovery of the Electromagnetic Counterpart of GW170817: Kilonova AT 2017gfo/DLT17ck
Stefano Valenti et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

A Deep Chandra X-Ray Study of Neutron Star Coalescence GW170817
Daryl Haggard et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Unprecedented Properties of the First Electromagnetic Counterpart to a Gravitational-wave Source
M. R. Siebert et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa905e/meta

The Emergence of a Lanthanide-rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars
N. R. Tanvir et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa90b6/meta

The Environment of the Binary Neutron Star Merger GW170817
A. J. Levan et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

Observations of the First Electromagnetic Counterpart to a Gravitational-wave Source by the TOROS Collaboration
M. C. Díaz et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Old Host-galaxy Environment of SSS17a, the First Electromagnetic Counterpart to a Gravitational-wave Source
Y.-C. Pan et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Distance to NGC 4993: The Host Galaxy of the Gravitational-wave Event GW170817
Jens Hjorth, et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

The Rapid Reddening and Featureless Optical Spectra of the Optical Counterpart of GW170817, AT 2017gfo, during the First Four Days
Curtis McCully et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9111/meta

Optical Follow-up of Gravitational-wave Events with Las Cumbres Observatory
Iair Arcavi et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )

A Neutron Star Binary Merger Model for GW170817/GRB 170817A/SSS17a
A. Murguia-Berthier et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 848, Number 2 (2017 October 16 )


The X-ray counterpart to the gravitational-wave event GW170817
E. Troja et al.
Nature (2017) 
http://dx.doi.org/10.1038/nature24290

Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron star merger”
E. Pian et al.
Nature

The emergence of a lanthanide-rich kilonova following the merger of two neutron stars”, 
N. R. Tanvir et al.
Astrophysical Journal Letters

The electromagnetic counterpart to a gravitational wave source unveils a kilonova”
S. J. Smartt et al.
Nature

The unpolarized macronova associated with the gravitational wave event GW170817
S. Covino et al.
Nature Astronomy

The Distance to NGC 4993 — The host galaxy of the gravitational wave event GW17017
 J. Hjorth et al. 
Astrophysical Journal Letters

The environment of the binary neutron star merger GW170817
A. J. Levan et al.
Astrophysical Journal Letters

Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB170817A
Astrophys. J. Lett.

A Gravitational-Wave Standard Siren Measurement of the Hubble Constant
Nature

Estimating the Contribution of Dynamical Ejecta in the Kilonova Associated with GW170817
Accepted by Astrophys. J. Lett.

GW170817: Implications for the Stochastic Gravitational-Wave Background from Compact Binary Coalescences
Submitted to Phys. Rev. Lett.

On the Progenitor of Binary Neutron Star Merger GW170817
Accepted by Astrophys. J. Lett.

Search for High-energy Neutrinos from Binary Neutron Star Merger GW170817 with ANTARES, IceCube, and the Pierre Auger Observatory
(authored by the ANTARES, IceCube, Pierre Auger, LIGO Scientific, and Virgo Collaborations)
Submitted to Astrophys. J. Lett.

vendredi 13 octobre 2017

Une observation détaillée de l'autre côté de notre Galaxie


Une région de formation d’étoiles de l’autre côté de notre Galaxie vient d’être observée et sa distance mesurée très précisément pour la première fois. C’est la mesure de parallaxe à la plus grande distance jamais effectuée à ce jour : 66 000 années-lumière. Elle met en lumière comment se distribuent les bras spiraux de notre galaxie.




jeudi 12 octobre 2017

Des galaxies en forme de cigare


Il existe de nombreuses formes de galaxies, des somptueuses spirales aux disques très aplatis, aux sphéroïdales en forme de grosses boules pleines d'étoiles en passant par les elliptiques. Certaines ont une forme très étonnante, en forme de cigare, où les étoiles tournent majoritairement autour du grand axe. Une équipe d'astronomes européens vient de trouver huit galaxies de ce genre très particulier. Leur nombre pourrait être bien plus important que ce que l'on pensait...




mardi 10 octobre 2017

Quand la Lune avait une atmosphère


La Lune n'a pas toujours été l'astre nu, désolé et froid que nous connaissons. Une étude vient de montrer que la Lune, dans sa prime jeunesse, a eu une atmosphère plus épaisse que l'actuelle atmosphère de Mars... Il faut remonter 3,5 milliards d'années dans le passé, à une époque où la Lune connaissait une activité volcanique intense. Cette activité a eu pour effet de relâcher suffisamment de gaz chauds pour créer une véritable atmosphère, qui a pu subsister environ 70 millions d'années avant de s'évaporer dans l'espace.




samedi 7 octobre 2017

Dernières nouvelles de l'Event Horizon Telescope


Vous n'êtes pas sans savoir qu'en avril dernier a eu lieu une semaine d'observation totalement inédite : l'observation du trou noir supermassif de notre galaxie Sgr A* ainsi que celle du trou noir supermassif de la galaxie M87, dans le but de produire une image de leur silhouette. Ces observations ont été effectuées par un réseau interférométrique de radiotélescopes à très très longue base, avec des unités réparties sur plusieurs continents : l'Event Horizon Telescope. Son directeur, Shep Doeleman, vient de fournir un état des lieux de l'analyse des données en cours...




vendredi 6 octobre 2017

Le proton encore plus petit que ce qu'on pensait ?


L’élément le plus abondant dans l’Univers est l’hydrogène, composé d’un proton et d’un électron. La taille d’un proton est très petite, de l’ordre du femtomètre (ou fermi, soit 10-15 m). Le rayon du proton est un paramètre physique déroutant, plusieurs mesures différentes donnant des résultats différents. Une nouvelle mesure par spectroscopie à haute résolution vient d’être publiée et ne résout pas le mystère, bien au contraire…




mercredi 4 octobre 2017

Une explosion d'hélium pour déclencher une supernova

En cherchant à mieux comprendre le processus qui déclenche l'explosion d'une étoile naine blanche dans ce que l'on nomme une supernova de type Ia, une équipe japonaise vient de trouver un cas très précoce, où une explosion d'hélium semble être à l'origine de la déflagration nucléaire.




samedi 30 septembre 2017

Première mesure de la polarisation de la lumière d'une étoile chaude

Il arrive souvent en physique ou en astrophysique qu'un effet soit prédit théoriquement et soit observé seulement des décennies plus tard. Les ondes gravitationnelles en sont le plus bel exemple. Il existe un autre phénomène qui avait été prédit il y a 50 ans et qui vient tout juste d'être observé pour la première fois : l'existence de lumière polarisée sur les bords d'étoiles distordues par leur rotation très rapide.



C'est l'astrophysicien indien Subramayan Chandrasekhar qui a prouvé théoriquement en 1946 que les étoiles devaient émettre une lumière polarisée au niveau de leur limbe. Mais cette polarisation devient nulle en moyenne lorsque l'on observe tout le disque de l'étoile, ce qui est quasi tout le temps le cas. Le seul moyen de pouvoir observer ce phénomène physique serait lorsque l'étoile est éclipsée par une compagne de taille similaire. Mais en 1968, deux américains, Patrick Harrington et George Collins, ont proposé une nouvelle façon de détecter cette lumière polarisée, qui nécessite une brisure de la symétrie sphérique de l'étoile : certaines étoiles tournent si vite sur elles-mêmes qu'elles se trouvent déformées, et cette distorsion devait suffire à produire une polarisation nette non-nulle, donc observable. 
C'est la diffusion de la lumière par les électrons libres dans l'atmosphère chaude de l'étoile qui est responsable de l'apparition de polarisation. Chaque point de l'étoile doit montrer une polarisation de la lumière soit perpendiculaire, soit parallèle à la droite joignant le centre. Lorsque l'étoile est de symétrie sphérique, l'intégration sur toute la surface donne une polarisation nette nulle, mais ce n'est plus le cas pour les étoiles chaudes en rotation rapide, qui se déforment par la force centrifuge, et qui subissent également un gradient de température entre l'équateur et les pôles par cette rotation, ce qui influe également sur la polarisation créée. 
Une telle mesure semblait jusque là hors de portée tant la précision requise devait être grande. Mais la technologie des polarimètres a progressé fortement depuis quelques décennies et la mesure est devenue envisageable.
Daniel Cotton (University of New South Wales) et ses collègues se sont intéressés de près à une étoile en rotation très rapide, une étoile proche bien connue que vous pouvez admirer dans le ciel du printemps : Regulus, l'étoile principale de la constellation du Lion, qui est une étoile chaude, située à 24,3 pc (79 années-lumière), et en rotation rapide. Les astronomes ont exploité un polarimètre de très haute précision, nommé High Precision Polarimetric Instrument (HIPPI), monté sur le télescope de 3,9 m Anglo-Australian Telescope, leur permettant de mesurer des polarisations au niveau de la partie par million. Ils ont ainsi réussi à mesurer une polarisation de +42 ppm à la longueur d'onde de 741 nm (bleu) et -22 ppm à 395 nm (rouge). L'inversion de polarisation observée entre le bleu et le rouge est typique d'une polarisation induite par la rotation stellaire.
Grâce à cette polarisation de la lumière de Regulus, les astronomes australiens peuvent déduire avec une bonne précision la vitesse de rotation de l'étoile. Ils trouvent que Regulus tourne à 320 km/s, soit 96,5% ± 0,7% de sa vitesse angulaire critique avant brisure. Ils peuvent aussi déterminer comment est orientée Regulus : son axe de rotation est incliné de 79,5 ± 0.7°, une valeur en parfait accord avec des mesures interférométriques indépendantes.
Connaître précisément la vitesse de rotation des étoiles est très important pour bien comprendre leur environnement ainsi que leur évolution. Cette prouesse est importante non seulement pour valider une théorie vieille de 50 ans, mais aussi pour fournir un nouvel outil très performant pour fournir des mesures très précises en astronomie stellaire, plus précises que celles obtenues en spectroscopie ou en interférométrie. Les niveaux de précision atteints par ce nouveau polarimètre pourraient également être exploités pour l'étude d'exoplanètes dont le transit doit fournir lui aussi une très faible signature de polarisation en brisant périodiquement la symétrie de l'émission de leur étoile.


Source

Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus
Daniel V. Cotton, Jeremy Bailey, Ian D. Howarth, Kimberly Bott, Lucyna Kedziora-Chudczer, P. W. Lucas & J. H. Hough
Nature Astronomy (18 septembre 2017)


Illustration

Visualisation de la forme et de la polarisation de Regulus (D. Cotton et al., Nature Astronomy)

mercredi 27 septembre 2017

Première détection d'ondes gravitationnelles pour VIRGO


Et de quatre ! C'est donc officiel, l'interféromètre européen vient de détecter sa première fusion de trous noirs par la détection de leurs ondes gravitationnelles. Pour la première fois, cette détection a été faite avec trois interféromètres simultanément : VIRGO et les deux LIGO et ils permettent une localisation de l'événement bien plus précise que ce que pouvait offrir LIGO seul.




mardi 26 septembre 2017

Progéniteur débusqué pour la supernova de Tycho


On le sait, deux modèles coexistent pour expliquer les supernovas de type Ia, ces explosions de naines blanches. En 1572, l'astronome danois Tycho Brahé fut l'heureux témoin d'une supernova de ce type, appelée aujourd'hui SN1572 ou  supernova de Tycho. 445 ans plus tard, elle montre un somptueux résidu sous la forme d'une nébuleuse multicolore, et ce résidu vient de permettre à une équipe d'astrophysiciens de comprendre quel était le type de progéniteur de cette supernova historique. 

Les deux modèles diffèrent sensiblement : le premier implique un couple naine blanche- étoile massive où la naine blanche accrète de la matière de sa compagne jusqu'à dépasser la masse limite de Chandrasekhar au-delà de laquelle elle ne peut qu'exploser. Le second modèle implique un couple de naines blanches qui spiralent l'une vers l'autre et finissent par fusionner en dépassant là aussi la masse limite.
Dans le premier cas de figure, le système binaire, avant l'explosion, produirait une région très chaude et très lumineuse, suffisamment énergétique pour ioniser le gaz environnant jusqu'à un rayon d'environ 100 pc (325 années-lumière) et durant une longue durée, s'étendant bien au delà de la date de l'explosion, près de 100 000 ans après. Le second cas de figure, impliquant deux naines blanches, ne doit pas produire cette ionisation intense du milieu.
L'astronome australien Tyrone Woods (Monash University, Australie) et ses collaborateurs américains et russe, ont étudié le résidu de la supernova de Tycho pour en déduire quelle devait être la luminosité et la température du progéniteur et donc quel devait être le système binaire correspondant. Il faut savoir que ce n'est que depuis 2006 avec l'analyse des rayons X détectés en provenance de la nébuleuse de SN1572 que l'on sait que Tycho avait observé une supernova de type Ia.

La région ionisée par une étoile naine blanche en train d'accréter de la matière de sa compagne est appelée la sphère de Strömgren. Si on détecte du gaz neutre, même en petites quantités, dans une région du résidu de la supernova correspondant à l'intérieur de la sphère de Strömgren, cela permet de contraindre fortement l'existence de cette sphère de gaz ionisé, et donc permet de connaître le processus originel. C'est exactement ce qu'ont fait Woods et ses collaborateurs. Ce que montre leur étude qu'ils ont fait paraître dans la revue Nature Astronomy, c'est qu'au niveau du rayon de l'actuel résidu de SN1572 (3 pc du centre), la fraction d'hydrogène ionisé est très faible. L'originalité de la méthode utilisée ici est que les chercheurs exploitent l'onde de choc du résidu de la supernova encore en expansion (le bord de la nébuleuse), pour sonder la nature de l'hydrogène environnant. L'hydrogène neutre est excité par l'onde de choc et produit une raie d'émission Balmer très caractéristique, qui n'existe pas dans l'hydrogène ionisé. De plus, quand l'hydrogène est froid, la raie est fine, et quand il est chaud, la raie est élargie. Les astrophysiciens trouvent une fraction d'hydrogène neutre de l'ordre de 80% sur les bordures Nord et Est de la nébuleuse en expansion.  

La conclusion que tirent Woods et ses collègues est que la supernova de Tycho qui a explosée il y a 445 ans (pour nous) à environ 10 000 années-lumière de distance, avait pour progéniteur un couple d'étoiles naines blanches. Ils montrent surtout qu'il est possible de faire de l'archéologie astrophysique à partir d'observations subtiles sur des résidus de supernovas, une méthode qui pourrait être appliquée à bon escient sur d'autres coquilles de gaz multicolores...


Source 

No hot and luminous progenitor for Tycho’s supernova
T. E. Woods, P. Ghavamian, C. Badenes & M. Gilfanov
Nature Astronomy (25 September 2017)


Illustrations 

2) Image composite du résidu de SN1572 (rayons X, infra-rouge, visible : NASA/CXC/SAO; NASA/JPL-Caltech; MPIA, Calar Alto, O.Krause et al.)

2) Vue d'artiste de la fusion de deux naines blanches (Nature)

dimanche 24 septembre 2017

"La dernière Supernova" : quand la fiction rencontre la science

J'avais l'envie de ne pas laisser les deux premiers orphelins, il leur fallait une suite pour boucler une trilogie. Ce serait une trilogie italienne. Voici donc mon troisième roman, qui s'intitule "La dernière Supernova". Outre l’héroïne des deux premiers opus, Cristina, qui est désormais une chercheuse confirmée, la seconde héroïne de ce roman scientifique est sans doute Bételgeuse, l'étoile qui explosa ce 25 octobre 2024.

"La dernière Supernova" est probablement celui des trois volets de ma trilogie italienne où la science est la plus présente, l'intrigue étant directement liée aux faits scientifiques entourant l'apparition de la Supernova. Vous y retrouverez de la physique des neutrinos, des ondes gravitationnelles, de la physique stellaire, pour ne pas dire de l'astrophysique (résidus de supernova : pulsars, trous noirs...), et aussi de la physique des astroparticules (rayons cosmiques). L'intrigue s'étend sur plus de cinq années, de 2024 à 2029.

"La dernière Supernova" se veut être une nouvelle plongée dans le monde de la recherche, associée à une réflexion sur l'exploration spatiale, une fiction de légère anticipation qui prend ses racines dans des faits scientifiques rigoureux et tout à fait plausibles. A ce titre, elle clôt en beauté ma trilogie de romans scientifiques, après Soixante Nanosecondes (2013) et Meurtre au Gran Sasso (2015).

Comme les précédents, je publie 'La dernière Supernova' sur le blog, en accès libre, livre à télécharger gratuitement (formats pdf et epub).


Retrouvez également mes deux premiers romans scientifiques : 

Bonne lecture ! Et n'hésitez-pas à apporter des commentaires sur ce que vous en avez pensé !

vendredi 22 septembre 2017

Preuve de l’origine extragalactique des rayons cosmiques les plus énergétiques


La collaboration Pierre Auger vient de publier la preuve que les rayons cosmiques les plus énergétiques qu’ils détectent (jusque 8 1018 électronvolts (eV) ! ) proviennent de galaxies lointaines. Plus aucun doute n’est permis maintenant qu’une nette anisotropie a été observée dans la direction d’arrivée de ces particules ultra-énergétiques.