lundi 8 février 2016

La comète Churyumov-Gerasimenko n'est pas creuse

Les comètes sont connues pour être des corps composés d'un mélange de glace et de poussière. Donc si elles sont compactes elles devraient avoir une densité plus grande que celle de l'eau, plus grande que 1. Mais des mesures antérieures ont déjà montré que la densité des comètes était bien plus faible que la densité de l'eau. Ces données indiquent que les comètes devraient être très poreuses.



Différentes vues de Churyumov-Gerasimenko par Rosetta (ESA/Rosetta NAVCAM)
Cette porosité doit-elle être comprise comme l'existence de vastes cavités au cœur des noyaux de comète ou bien une structure homogène mais de faible densité ? Une réponse vient d'être apportée grâce à l'étude de la comète Churyumov-Gerasimenko/67P par la sonde Rosetta. C'est l'équipe menée par Martin Pätzold du Rheinische Institut für Umweltforschung à l'Université de Cologne qui publie ces résultats dans la revue Nature. Ils démontrent que la comète n'est pas creuse, elle ne contient pas de cavités, mais plutôt une structure homogène de très faible densité.
Une étude précédente effectuée avec l'instrument radar CONSERT de Rosetta avait déjà montré que l'un des deux lobes de Chury apparaissait homogène sur une échelle de l'ordre de la dizaine de mètres. 
La méthode employée par Pätzold et son équipe vaut le coup d'être détaillée car c'est une belle prouesse. Afin de déterminer la présence ou l'absence de cavités dans le noyau de Chury, les chercheurs ont mesuré les variations du champ gravitationnel produit par la comète et qui agit sur la sonde Rosetta en lui induisant des variations d'accélération et donc de vitesse. Pour cette mesure, les chercheurs ont donc besoin de connaître avec une extrême précision comment bouge la sonde Rosetta autour de la comète.
Les différences de vitesse de la sonde peuvent être mesurées par l'effet Doppler apparaissant sur les ondes radio que la sonde envoie vers la Terre pour communiquer diverses données, cet effet qui décale les longueurs d'ondes en fonction de la vitesse de l'émetteur ou du récepteur. 

La station radio de New Norcia en Australie (ESA)
Les signaux radio de Rosetta (son instrument RSI) sont recueillis par l'antenne de 35 m de la station de New Norcia en Australie. C'est la première fois que cette méthode est utilisée sur une comète. Les variations de champ gravitationnel à mesurer étaient infimes et les chercheurs ont dû prendre en compte l'effet gravitationnel de nombreux corps du système solaire, même lointains, pour pouvoir isoler que la seule contribution de la comète elle-même. Parmi ces contributions parasites, on trouve bien sûr le Soleil et Jupiter, mais aussi toutes les autres planètes jusqu'aux planètes naines ainsi que les plus grands éléments de la ceinture d'astéroïdes.
Au delà de l'influence des corps du système solaire, d'autres effets comme la pression de radiation du vent solaire ou la pression provoquée par la queue de Chury sur Rosetta ont également dus être pris en considération. Cette dernière donnée ne pouvait être mesurée que in situ par la sonde elle-même, via son instrument dédié appelé ROSINA qui mesure les particules de gaz impactant la sonde. 
Pätzold et ses collaborateurs ont ainsi pu mesurer la masse totale de la comète Churyumov-Gerasimenko avec une très grande précision, ainsi que sa structure interne. Elle a une masse de 9,98 millions de tonnes, pour un volume de 18,7 km3. La densité moyenne de la comète vaut donc 0,533. 

Au départ de la mission, les chercheurs avaient calculé que Rosetta devait s'approcher à moins de 10 km de la surface de Chury pour pouvoir déterminer sa structure interne, ce qui représentait un vrai challenge surtout quand la comète serait active. Mais cette estimation avait été faite en imaginant un noyau cométaire quasi sphérique. La découverte, une fois Rosetta suffisamment rapprochée, que Chury était composée de deux lobes, facilita grandement la vie de cette belle expérience. En effet, de fortes variations de champ gravitationnel étaient déjà visibles dès une distance de 30 km, à cause de cette forme très particulière. Une fois Rosetta à 10 km de la comète, les données récoltées par l'équipe de Martin Pätzold étaient bien plus claires et nettes que ce qu'ils avait prévu depuis des années.

L'explication la plus probable à cette structure homogène mais de très faible densité est que cette porosité est une caractéristique intrinsèque au mélange glace/poussière. Des mesures antérieures sur d'autres comètes avaient montré que la poussière cométaire n'est pas sous forme solide compacte mais plutôt un agrégat "duveteux", qui lui donne une faible densité. Les instruments COSIMA et GIADA embarqués sur Rosetta ont d'ailleurs trouvé des grains de poussière provenant de Chury qui montrent ses mêmes caractéristiques.
Maintenant, les chercheurs allemands qui exploitent l'instrument RSI (Radio Science Experiment) à l'origine de ces mesures, espèrent pouvoir l'utiliser dans les tous derniers moments de Rosetta en Septembre prochain, lorsque celle-ci frôlera la surface de Chury à quelques mètres avant d'y être "déposée", pour explorer son intérieur avec encore plus de précision, durant un très court instant, le chant du Cygne pour Rosetta. 

Source : 

A homogeneous nucleus for comet 67P/Churyumov–Gerasimenko from its gravity field
M. Pätzold et al.
Nature 530, 63–65 (04 February 2016)

samedi 6 février 2016

"Meurtre au Gran Sasso" : Quand la science se fait polar...

"Meurtre au Gran Sasso" est mon second roman, qui prend la suite de "Soixante Nanosecondes", mon premier roman scientifique paru en 2013. Ce polar bourré de science prend place dans le monde de la recherche la plus actuelle sur la matière noire. On y retrouvera Cristina, l'héroine de Soixante Nanosecondes, qui va participer à une enquête au long cours pour élucider un meurtre mystérieux qui a eu lieu au sein de l'un des laboratoires les plus emblématiques de la physique des astroparticules, le Laboratoire Souterrain du Gran Sasso. Comme pour Soixante Nanoseconde, je vous offre ce roman en accès libre, téléchargeable gratuitement. A retrouver dès aujourd'hui sur cette page.




En voici le synopsis : 

"Un physicien, spécialiste de la recherche de la matière noire par l’utilisation de détecteurs ultra-sensibles au xénon, a été sauvagement assassiné au Laboratoire Souterrain du Gran Sasso. L’agent du FBI Tom Hooper au parcours atypique est dépêché sur place en Italie pour mener l’enquête qui s’annonce difficile. Mais Cristina Voldoni, jeune chercheuse intrépide, parvient à participer activement à l’enquête, pour essayer de trouver par des méthodes peu conventionnelles qui a tué son collègue et ami. L’enquête va mener Tom Hooper et Cristina Voldoni sur plusieurs continents, au cœur de la Bataille du Xénon."

Et pour vous mettre l'eau à la bouche un court extrait du premier chapitre : 

Bételgeuse était toujours là, rougeoyante et scintillante dans le froid de la nuit hivernale. Lever les yeux vers la constellation d'Orion était devenu comme un réflexe pour Cristina quand elle sortait du tunnel.
Plonger dans le noir de l'Univers était un refuge pour laisser son imagination divaguer avant de revenir à des problèmes plus terre-à-terre. Elle se disait qu'en explosant, cette étoile massive produirait ce xénon si précieux aujourd'hui.
"Ton xénon doit être ultra-pur si tu veux que ça marche...". Elle connaissait la rengaine de Matthew par cœur. La clé se trouvait évidemment là: purifier le xénon, ne rien laisser trainer dans le gaz d'autre que les atomes de xénon, les seuls utiles. Ce n'était pas une mince affaire, et Cristina avait accepté de prendre en charge cette tâche parfois un peu ingrate avec Matthew, John et Peter.
 Elle rentrait à L'Aquila une fois encore sans avoir réussi à remettre en route le purificateur isotopique. Le moteur de la voiture de service ronronnait tranquillement sur l'A24, elle venait de sortir du tunnel et des bribes de conversations lui revenaient par flashs, perturbant à peine sa concentration. "Le xénon liquide ne doit contenir aucun élément radioactif, aucun...", une évidence lorsque l'on cherche à utiliser du xénon pour détecter le même genre de signal que celui qui est produit par une désintégration radioactive.  Elle était fatiguée après avoir passé plus de quatorze heures d'affilée dans la "grotte". Demain serait un autre jour, un autre jour perdu pour la manip si on ne parvenait pas à remettre en route ce foutu purificateur isotopique.
Cette course contre la montre que les chercheurs s'imposaient à eux-mêmes plongeait Cristina par moments dans un état anxieux, mais elle parvenait toujours à s'élever au-dessus de ses tourments. Elle avait déjà derrière elle une bonne expérience de la recherche en physique des particules, et elle savait pertinemment comment tout ça fonctionnait. Comme deux expériences utilisaient exactement les mêmes protocoles et les mêmes outils, il fallait être meilleurs que les autres, trouver des astuces que les autres n'avaient pas encore trouvées, pour espérer avoir de meilleurs résultats avant eux. C'était une lutte sérieuse tout en restant courtoise, le petit jeu de la recherche de la matière noire.
Elle arrivait à Assergi, qui surplombait légèrement la sortie d'autoroute sur la droite. "N'oublie pas le radon...". Les mots de Matthew résonnaient dans sa tête. Le radon, un autre gaz, et sans doute le pire de tous. Le radon était l'ennemi numéro un, un gaz naturellement radioactif, qui était produit par les parois rocheuses du laboratoire comme dans toutes les montagnes du monde, un gaz qui s'insinuait partout, comme dans les bonbonnes de xénon fraîchement ouvertes. Il fallait se battre contre le radon, c'était une chasse, une guerre. Le piéger, par tous les moyens, soit à la source, soit à l'arrivée. S'en débarrasser une bonne fois pour toutes n'était qu'une utopie, il revenait tout le temps, il était là, on le respirait, on l'exhalait, il s'insinuait dans sa lourdeur exceptionnelle.
Cristina se gara sur le parking qui jouxtait le bâtiment des bureaux de l'Institut. Les lampadaires faisaient des ombres très courtes, laissant entrevoir le premier quartier de Lune derrière l'immeuble gris. Il n'y avait plus personne à cette heure-ci. John avait quitté la grotte une heure avant elle en compagnie de Peter, son acolyte et son double. Matthew devait les avoir précédés. Ils devaient déjà tous être rentrés à l'appartement. Ils ne traînaient jamais tard le soir. Il n'y avait pas grand-chose à faire à l'Aquila le soir en hiver de toute façon, contrairement aux mois d'été où les rues étaient animées jusque très tard. Les saisons à l'Aquila étaient très différentes. Cristina profitait toujours de l'hiver pour travailler tard dans la grotte. Elle aimait être saisie par le froid qui régnait dehors après avoir passé plusieurs heures dans l'atmosphère à la température toujours identique du laboratoire, vingt et un degrés. 

jeudi 4 février 2016

Rayons gamma en excès au centre de la Galaxie : la solution pulsars semble se confirmer.

L’excès de rayons gamma de haute énergie en provenance du centre galactique provient probablement de pulsars millisecondes et non de l’annihilation de matière noire comme on pouvait le croire. C’est la conclusion de deux nouvelles analyses par deux équipes indépendantes publiées aujourd’hui dans le même numéro de la revue Physical Review Letters.



Carte du ciel gamma produite par Fermi-LAT et résultats des deux analyses statistiques sur les sources du centre galactique.
(Université d'Amsterdam)
C’est en 2009 que fut observé par le satellite Fermi-LAT un excès de photons gamma d’environ 2 GeV dans la direction du centre de la Galaxie. Ce signal inattendu a depuis été la source de nombreuses spéculations et hypothèses, les deux restantes en lice étant des rayons gammas, produits directs ou indirects de l’annihilation de particules massives de matière noire, ou bien des rayons gamma produits par des étoiles à neutrons en rotation rapide (des pulsars millisecondes). D’autres hypothèses faisaient jouer un rôle au trou noir supermassif Sgr A* ou bien à une zone de formation d’étoiles dans les nuages moléculaires du centre galactique.

Mais ce que montrent ces deux nouvelles analyses, la première dirigée par Christoph Weniger (Université d’Amsterdam) et la seconde par Samuel Lee (Princeton) c'est que l'émission gamma observée proviendrait de sources ponctuelles, non résolues, certes, mais bien ponctuelles. Or, si les rayons gamma étaient issus d'annihilations de particules de matière noire, ils devraient provenir d'une vaste région et apparaître sous une forme diffuse, représentative de la distribution de la matière noire.
Localisation des sources gamma ponctuelles dans l'étude de Bartels et al.
(Phys Rev Lett. 116, (2016))
Ces très forts indices de sources ponctuelles laissent penser que les meilleurs candidats pour les expliquer sont des objets astrophysique, et notamment des pulsars millisecondes. Samuel Lee estime leur nombre à au moins 400.
Les pulsars millisecondes sont des résidus d'étoiles ayant explosé il y plusieurs milliards d'années, il s'agit d'étoiles à neutron qui tournent sur elles-mêmes de l'ordre de 1000 fois par seconde, ayant une masse d'environ 1,5 masses solaires pour un rayon de quelques kilomètres seulement. Les pulsars millisecondes sont parmi les objets les plus extrêmes de la Galaxie. Ils émettent essentiellement des ondes radio de manière périodique liée à la période de leur rotation, Mais de nombreux pulsars produisent également des rayons gamma dans leur environnement proche via les interactions de particules chargées qui'ils induisent par leur champs magnétiques extrêmes. 
Il se pourrait ainsi que quelques milliers de pulsars millisecondes se cachent au cœur de la Voie Lactée, jusqu'alors non détectés par nos instruments non suffisamment sensibles pour les résoudre.
Dans leurs analyses respectives, les deux équipes ont utilisé des techniques statistiques différentes et parviennent à la même conclusion, ce qui rend le résultat d'autant plus robuste.

Des futurs radiotélescopes performants comme le Square Kilometer Array seront à même de détecter dans la décennie qui vient si des milliers de pulsars sont bien présents au centre de la Galaxie. Si c'est le cas, cela nous fournira un éclairage important sur l'histoire de la Voie Lactée et contraindra très fortement les modèles de matière noire. Dans le cas contraire, il faudra imaginer l'existence d'autres sources astrophysiques produisant des rayons gamma... à moins que la matière noire soit quand-même bien là mais se comporte bizarrement pour s'annihiler, en s'agglutinant dans des objets compacts... On ne peut encore rien exclure complètement.


Sources : 

Richard Bartels et al.
Strong support for the millisecond pulsar origin of the Galactic center GeV excess
Phys. Rev. Lett. 116, 051102 (February 4, 2016)


Samuel K. Lee et al.
Evidence for Unresolved Gamma-Ray Point Sources in the Inner Galaxy’
Phys. Rev. Lett. 116, 051103 (February 4, 2016)

mercredi 3 février 2016

Les Anneaux de Saturne nous cachent encore beaucoup de choses

Alors que les anneaux sont une caractéristique partagée par toutes les planètes géantes gazeuses de notre système solaire, ceux de Saturne sont de très loin les plus majestueux, par leur taille et leur complexité.



Lorsque Galilée les a découverts pour la première fois en 1610 avec sa lunette, il voyait des protubérances de part et d’autre de Saturne et avait pensé qu’il s’agissait soit d’ «étoiles » supplémentaires ou soit d’une structure solide attachée à la planète formant comme des sortes de poignées. Il fallut attendre 1659 pour que Christiaan Huygens détermine que les protubérances observées étaient en fait un anneau entourant Saturne. Enfin, Giovanni Cassini parvint à observer une structure interne dans cet anneau en 1675, donnant son nom à la division séparant l’anneau en deux sections.

L'anneau B de Saturne apparaît ici presque noir dans cette image
de Cassini  prise du côté non éclairé du plan des anneaux
(NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)
Galilée, Huygens et Cassini pensaient tous que l’anneau de Saturne était un objet solide. On doit à l’astronome français Jean Chapelain en 1660 l’idée selon laquelle l’anneau pourrait être non pas fait d’un seul tenant mais être constitué d’une multitude de petites particules.
Cette idée visionnaire a pu être confirmé théoriquement seulement deux siècles plus tard en 1859, par le grand physicien James Clerk Maxwell, le père de l’électromagnétisme, dans son fameux traité On the Stability of the Motion of Saturn's Rings où il calculait qu’un anneau solide rigide de cette taille ne pouvait pas rester stable dynamiquement du fait des forces de gravité : il devait être constitué de particules indépendantes, liquides ou solides.

Depuis Maxwell, Saturne a été la cible des meilleurs télescopes terrestres et spatiaux, y compris Hubble. Mais elle a surtout été l’objet de visites de sondes spatiales, soit des sondes de passage comme Pioneer 11, ou les deux Voyager, soit avec une mise en orbite comme la sonde Cassini qui débute sa douzième année en orbite Saturnienne.
Les anneaux de Saturne ont été observés minutieusement et de plus en plus finement grâce à ces missions. Cassini nous a permis d’en apprendre beaucoup plus en l’espace d’une décennie que tout ce qu’on avait appris depuis Galilée…
L’anneau de Saturne se divise en bien plus que deux sections, on en compte aujourd’hui 7. Ces anneaux sont répertoriés par une lettre et sont séparés par un petit espace quasi vide qu’on appelle une division, la plus connue étant celle séparant l’anneau A et l’anneau B, découverte par Giovanni Cassini. Du plus proche de Saturne vers le plus éloigné, nous avons ainsi les anneaux D, C, B, A, F, G et E. En 2009, le télescope infra-rouge Spitzer a également découvert un gigantesque anneau de matière (poussière) très épais, visible qu’en infra-rouge et située entre 6 et 18 millions de kilomètres de la planète, sans commune mesure en taille avec les anneaux de glace.
Les anneaux de Saturne sont en effet composés de blocs de glace allant du micromètre à la dizaine de mètres. Ils s’étendent jusqu’à 464 000 km au-dessus de la surface la planète, et leur épaisseur est extrêmement fine : environ 10 m seulement !...
L’un des anneaux, l’anneau B, apparaît visuellement différent des autres anneaux. Il est plus sombre, plus opaque d’un facteur 10. Cette opacité est mesurée d’une part en mesurant la réflectivité, et aussi en transmission, en observant des étoiles à travers l’anneau. Pour expliquer ce phénomène, la première idée intuitive était de dire que l’anneau B est beaucoup plus massif ou plus dense que les autres.
Mais il se trouve que cette solution ne tient plus. Une mesure vient en effet pour la première fois d’évaluer directement la densité de surface de l’anneau B. La valeur obtenue est certes plus élevée que celle de l’anneau A, mais seulement d’un facteur 2 à 3, ce qui est tout à fait insuffisant pour expliquer cette grosse différence d’opacité d'un facteur 10.
Matthew Hedman (Université de l’Idaho) et Phil Nicholson (Cornell University) ont utilisé les données de Cassini pour étudier les ondes de densité parcourant l’anneau B, qui sont produites par les interactions gravitationnelles des satellites proches.

Structure des anneaux de Saturne (mosaique produite par la sonde Cassini), l'anneau B apparaît le plus clair ici en réflection (cliquez pour agrandir) (NASA/JPL-Caltech)
La mesure de l’évolution de ces ondes de densité permet de remonter à la valeur de la densité de surface de l'anneau. Les chercheurs montrent ainsi que la distribution de masse reste relativement constante malgré le changement important d’opacité entre l'anneau A et l'anneau B. L’opacité observée sur l’anneau B ne peut pas être attribuée entièrement à la masse impliquée, même si l’anneau B, de 25500 km de large, est sans doute le plus massif de tous les anneaux de Saturne. Hedman et Nicholson évoquent la possibilité, du coup, que la différence d’opacité soit due à une différence dans la taille ou dans la densité des grains, ou encore à une différence dans la structure même de l’anneau. Mais la question reste ouverte.
Le fait que l’anneau B soit finalement moins massif que ce que l’on supposait auparavant, indique qu’il pourrait être plus jeune que prévu. Un anneau léger doit en effet évoluer, et donc s’assombrir via une pollution de poussière d’impacts météoritiques, plus vite qu’un anneau plus dense.

Il reste environ deux ans à la sonde Cassini dans la phase finale de sa mission pour continuer son exploration des anneaux de Saturne. Elle pourrait même les traverser en 2017, de quoi améliorer encore bien d’avantage nos connaissances. Cassini avait déjà permis d’évaluer la masse totale de Saturne et ses anneaux par des mesures de champ gravitationnel. Elle devrait répéter cette mesure en 2017, cette fois pour Saturne seule en se faufilant entre la haute atmosphère Saturnienne et l’anneau D. La différence des deux mesures devrait enfin donner la masse totale des anneaux, une donnée cruciale pour les planétologues.

En mesurant pour la première fois directement la densité de l’anneau B, cette étude fait une grande avancée dans la compréhension de l’âge et de l’origine de la plus belle structure du système solaire.


Source :

The B-ring’s surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?
M.M. Hedman, P.D. Nicholson
Icarus, sous presse, (22 January 2016)

mardi 2 février 2016

La plus grosse planète rocheuse découverte : 16 fois la masse de la Terre

Les planètes de notre système solaire peuvent être divisées en deux groupes distincts : les 4 petites rocheuses et les 4 grosses gazeuses. Malgré la très grande variété de systèmes stellaires découverts depuis quelques années, cette distinction en deux groupes : des petites planètes de type rocheuses et des grosses de type gazeuses, semble universelle, avec une limite entre les deux groupes située à une taille (rayon) de 1,6 fois celui de la Terre. 



Mais à toute règle il faut une exception. Et cette exception vient d'être découverte. On peut qualifier cette trouvaille de plus gros caillou jamais observé, car il s'agit d'une planète entièrement rocheuse, mais plus de deux fois plus grosse que la Terre (en diamètre).
L'étoile BD+20594 (au centre) observée par Kepler (N. Espinoza et al.)
Cette planète du nom de BD+20594b, a été trouvée par l'astronome Chilien Nestor Espinoza et son équipe grâce au télescope Kepler par la méthode du transit (la planète obscurcit très légèrement son étoile en passant devant, de manière périodique). Son diamètre mesuré vaut 2,2 fois celui de la Terre. C'est entre février et avril 2015 que Kepler a observé deux transits identiques à 42 jours d'intervalle sur l'étoile BD+20594, une étoile très semblable au Soleil.
Les auteurs estiment que les transits observés sont bien dus à une planète, avec une probabilité de 99,7%. La masse de la planète a ensuite été mesurée grâce à l'instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé sur le télescope de 3,6 m à l'observatoire de La Silla au Chili , qui mesure le minuscule effet Doppler provoqué par le mouvement que la planète impose à son étoile par effet gravitationnel (une variation de vitesse de 3,1 m/s seulement!)

Connaissant sa taille, les astronomes, sur la base de planètes semblables, s'attendaient à trouver une masse d'environ 7 fois la masse de la Terre. Mais HARPS fut formel, la masse de BD+20594b est de 16,3 masses terrestres. Connaissant sa taille et sa masse, le calcul de sa densité est immédiat et conduit à une valeur de 7,89, soit bien plus que la densité de la Terre (5,5), et dans tous les cas bien différente de celle d'une planète gazeuse. Les chercheurs estiment que l'on est en présence d'une planète également différente de la Terre car ne possédant probablement pas deux couches (un cœur de fer entouré par un manteau de roches MgSiO3). BD+20594b aurait les caractéristiques d'une planète entièrement rocheuse. Une autre exoplanète montrait des caractéristiques proches mais avec une masse un peu plus faible: Kepler-10c. Ces deux planètes ont un point commun qui est leur période orbitale très courte, ce qui peut être un indice sur leur nature d'exception.

Les auteurs prédisent que BD+20594b sera un très bon laboratoire pour tester les modèles de formation planétaire, notamment celle des planètes rocheuses. Elle est pour le moment le plus gros caillou que l'on connaisse dans l'Univers...


Source : 

A NEPTUNE-SIZED EXOPLANET CONSISTENT WITH A PURE ROCK COMPOSITION
N. Espinoza et al.
soumis à The Astrophysical Journal

dimanche 31 janvier 2016

La nature des amas globulaires remise en question

Les amas globulaires sont des structures bien connues des astronomes amateurs qui aiment tant les admirer. L'origine de ces amas d'étoiles de forme sphérique est pourtant toujours controversée, surtout depuis la découverte il y a une dizaine d'années qu'ils pouvaient contenir plusieurs générations d'étoiles.



La question de la nature des amas globulaires vient d'être relancée par une nouvelle observation sur des amas globulaires jeunes qui pourtant arborent déjà plusieurs types de populations d'étoiles.
NGC 1783 imagé par Hubble (HST/NASA/ESA)
Les premiers amas globulaires ont été découverts au 17ème siècle, visibles pour les plus brillants d'entre eux avec un petit télescope. Les plus denses peuvent contenir plusieurs centaines de milliers d'étoiles liées entre elles gravitationnellement. Ils peuvent avoir l'âge de la galaxie qui les abrite, le plus souvent plus de 10 milliards d'années.
Pendant très longtemps, les astronomes ont pensé que les amas globulaires étaient peuplés d'étoiles très semblables en type et donc en âge. Mais en 2004, à partir d'observations photométrique effectuées avec le télescope spatial Hubble sur l'amas ω Centauri, les astronomes découvrirent non pas une seule population d'étoiles, mais plusieurs. Puis d'autres observations sur d'autres amas globulaires arrivèrent par la suite à la même conclusion. Les amas globulaires étaient plus complexes que ce que l'on pensait et avaient bien connu plusieurs épisodes de formation d'étoiles au cours de leur vie.
A partir de là, les astronomes tentèrent d'élaborer des scénarios pour expliquer un tel phénomène. On parla par exemple de vents stellaires éjectés par des étoiles de masse moyenne, ou d'éjecta de specimens de grande masse tournant à haute vitesse, qui auraient pu servir de déclencheurs de la formation de nouvelles étoiles. Une autre hypothèse résistait à cette vision en proposant qu'il n'y ait bien qu'une seule population d'étoiles mais que certaines étoiles dans des systèmes binaires pourraient arracher de la matière à leur compagne, formant un disque protoplanétaire autour d'elles et créant alors l'impression qu'il existait des étoiles jeunes. 
Mais aucune des hypothèses théoriques proposées ne semble à l'heure actuelle permettre d'expliquer correctement les observations, en termes de masse d'amas ou encore de dynamique. Les astrophysiciens sont à la recherche de nouvelles idées alternatives. 

Chengyuan Li (Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Université de Pékin) et ses collaborateurs apportent une nouvelle piste suite à de récentes observations qu'ils ont effectuées sur trois amas globulaires massifs se trouvant dans les galaxies naines des Nuages de Magellan :  NGC 1783, NGC 1696 et NGC 411. Ces amas globulaires sont relativement jeunes, entre 1 et 2 milliards d'années. Les chercheurs montrent que ces amas globulaires ont connu une bouffée de formation d'étoiles plusieurs centaines de millions d'années après leur naissance, soit à la moitié de leur existence, grâce à la présence d'une surabondance d'hélium décelée dans les étoiles les plus jeunes de ces amas et à la répartition spatiale de ces étoiles au sein des amas.
La nouvelle hypothèse que Li et ses collaborateurs proposent à partir de ces observations est que les amas globulaires auraient pu traverser des nuages de gaz au cours de leur rotation autour de la galaxie et se faisant auraient pu accréter suffisamment de gaz pour servir de réservoir à la formation de nouvelles générations d'étoiles. 

Les chercheurs font également l'hypothèse que les jeunes amas globulaires observés dans les Nuages de Magellan ne seraient que des versions modernes des plus vieux amas globulaires pour dire que le processus invoqué pourrait avoir eu lieu de la même façon sur les très vieux amas globulaires. Cette dernière hypothèse est néanmoins sujette à une petite polémique entre spécialistes. Le lien entre amas globulaires jeunes et vieux amas globulaires n'est pas encore bien établi et la généralisation peut il est vrai sembler délicate à faire.
Il n'en reste pas moins vrai que l'approche innovante de Li et ses collaborateurs apporte une nouvelle solution qui mérite d'être approfondie, et qui devra commencer par mieux cerner les liens qui peuvent exister entre les amas globulaires de différents âges, dans les galaxies naines ou dans notre Galaxie.


Sources :

Formation of new stellar populations from gas accreted by massive young star clusters
Chengyuan Li et al.
Nature 529, 502–504 (28 January 2016)
http://dx.doi.org/10.1038/nature16493

Stellar astrophysics: The mystery of globular clusters
Antonella Nota & Corinne Charbonnel
Nature 529, 473–474 (28 January 2016) 
http://dx.doi.org/10.1038/529473a

vendredi 29 janvier 2016

Nuage de Smith : un mystère résolu qui en soulève un autre

Le Nuage de Smith, un nuage de gaz énorme découvert dans les années 1960 aux abords de notre Galaxie était resté jusqu'alors mystérieux, son origine n'ayant pu être déterminée. Une équipe d'astronomes américains vient d'en percer le mystère. 



Pour connaitre l'origine du Nuage de Smith, il fallait pouvoir déterminer sa composition : s'il est composé essentiellement d'hydrogène et d"hélium, il vient très probablement du milieu intergalactique, mais si il contient des éléments lourds, ceux produits par les étoiles, cela indique une origine galactique.

NASA, ESA, A. Feild (STScI)
Le Nuage de Smith est le seul nuage de gaz à grande vitesse de notre galaxie, parmi des centaines connus, dont l'orbite est bien connue, notamment grâce à des études menées avec des radiotélescopes. Le nuage se meut en direction du disque de la Voie Lactée à 310 km/s, qu'il devrait atteindre dans 30 millions d'années. Le Nuage de Smith n'est pas un nuage de gaz compact, il est très allongé... Si il était visible à l’œil, sa taille dans le ciel couvrirait 30 fois le diamètre de la Lune.

Pour déterminer l'abondance en éléments lourds du Nuage de Smith, Andrew Fox (Hubble Space Science Institute à Baltimore) et ses collaborateurs ont utilisé le télescope spatial Hubble et son spectrographe COS (Cosmic Origin Spectrograph) pour analyser la lumière ultra-violette en provenance de trois galaxies actives lointaines à travers le gaz du nuage. La composition chimique du nuage peut alors être établie en observant à quelles longueurs d'ondes la lumière est absorbée par le gaz.

Les chercheurs ont particulièrement regardé l'absorption due à un élément particulier qui sert de marqueur efficace des éléments lourds : le soufre. Ce que montrent les astronomes, c'est que le Nuage de Smith contient, en proportion, autant de soufre que les régions externes de la Voie Lactée situées à 40 000 années-lumière du centre galactique.

Ce vaste nuage de gaz a donc bien une origine galactique : les chercheurs affirment qu'il a connu une période intime avec la Galaxie, mais a dû être éjecté du disque de la Voie Lactée il y a environ 70 millions d'années, mais est aujourd'hui en train de revenir à grande vitesse vers son centre tel un boomerang (voir l'illustration).
"Nous avons trouvé plusieurs nuages de gaz massifs dans le halo de la Voie Lactée qui pourraient servir de carburant pour les futures formations d'étoiles dans son disque, mais pour la plupart d'entre eux, leur origine reste incomprise. Le Nuage de Smith est probablement l'un des meilleurs exemples qui montre que le recyclage du gaz est un mécanisme important dans l'évolution des galaxies." explique Nicolas Lehner, co-auteur de l'étude parue dans The Astrophysical Jounal Letters.

Les astronomes ont mesuré la taille précise du Nuage de Smith, qui commence à arborer une forme de comète qui devrait s'accentuer au fil du temps et de son approche du plan galactique. Il fait aujourd'hui 11000 années-lumière de longueur pour 2500 années-lumière de largeur. Les astronomes estiment que lorsqu'il atteindra le disque galactique, le Nuage de Smith pourrait être à l'origine d'une zone de formation intense d'étoiles, d'environ 2 millions de soleils...

Ayant résolu le mystère de l'origine du Nuage de Smith, de nouvelles questions apparaissent : Comment ce nuage est-il arrivé là, quel genre d'événement a pu littéralement le catapulter du disque galactique ? Et comment a-t-il pu rester intact ? Ce pourrait-il qu'une région de matière noire particulièrement dense ait traversé le disque de la galaxie et ait pu "capturer" ce gaz en passant ? De quoi nourrir la curiosité de nombreux astrophysiciens dans les années qui viennent...


Source

On the Metallicity and Origin of the Smith High-velocity Cloud,
A. Fox et al.
The Astrophysical Journal Letters 816:L11, (1 January 2016)

jeudi 28 janvier 2016

La galaxie la plus lumineuse de l'Univers en train de s'auto-détruire

La galaxie la plus lumineuse que nous connaissons, un quasar nommé W2246-0526, a été observée en train d’éjecter la quasi-totalité de son gaz nécessaire à la fabrication de nouvelles étoiles. Le processus montre l’existence de turbulences hors normes.



Tanio Diaz-Santos décrit ce que son équipe a observé comme une marmite d’eau bouillante chauffée par un réacteur nucléaire. L’image est évidemment un peu trompeuse. Le quasar W2246-0526 est énergétisé par encore mieux qu’un réacteur nucléaire : un trou noir supermassif. Et l’eau dans la métaphore de l’astronome chilien doit être remplacée par du gaz interstellaire. W2246-0526 est une découverte récente car c’est en 2015 que ce quasar a été identifié, situé à la belle distance de 12,4 milliards d’années-lumière. Sa luminosité est exceptionnelle, 10 000 fois plus élevée que celle de la Voie Lactée, avec pourtant une taille plus petite.  Il a été découvert grâce au télescope infra-rouge WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Vue d'artiste du quasar W2246-0526
(NRAO/AUI/NSF; Dana Berry / SkyWorks; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO))
Ce quasar (ou cette galaxie active) fait partie d’une classe de galaxies qui sont appelées des Hot DOGs - défense de rire -  qui signifie Hot, Dust Obscured Galaxies (galaxies chaudes obscurcies de poussière). Ces galaxies ont le point commun d’être essentiellement visibles en infra-rouge et de posséder un bon gros trou noir supermassif très actif. W2246-0526 peut également être classifiée dans la famille de galaxies dite ELIRG (Extra Luminous Infrared Galaxies).

Tanio Diaz et ses collaborateurs ont observé W2246-0526 dans les longueurs d’ondes submillimétriques, à la frontière des infra-rouges et des ondes radio, grâce au réseau de radiotélescopes ALMA, situé dans le désert de l’Atacama au Chili. Ils ont réussi à déterminer la dynamique du gaz expulsé par la galaxie.
De grandes quantités de gaz semblent se trouver ainsi dans un état fortement turbulent et avec des vitesses très élevées pouvant atteindre plus de 500 km/s. La turbulence du milieu interstellaire est déduite par les chercheurs grâce à l'observation de la dispersion de la raie d’émission du carbone, centrée à 157,7 µm mais qui se trouve très élargie, signant une forte dispersion de vitesse de la source d’émission, visible de manière homogène sur plus de 8000 années-lumière à travers la galaxie.
Diaz-Santos et ses co-auteurs estiment que le comportement très turbulent observé peut être lié à l’extrême luminosité de W2246-0526, qui est produite par un disque de gaz surchauffé spiralant vers le trou noir. La lumière intense et énergétique produite par ce disque d’accrétion est ensuite absorbée par les vastes nuages de gaz entourant le disque et le trou, qui réémettent ensuite l’énergie emmagasinée sous la forme de rayonnement infra-rouge.
C’est visiblement cette intense émission infra-rouge qui provoque les turbulences observées dans toute la galaxie. Les astronomes estiment qu’à ce rythme,  W2246-0526 aura rapidement expulsé la totalité de son gaz, celui-là même qui lui sert à former de nouvelles étoiles. Mais il se peut également que l’activité du quasar se calme rapidement par manque de matière à accréter, et avec elle l’éjection rapide de gaz, permettant à la galaxie de connaître enfin une phase plus normale.


Source :

The strikingly uniform, highly turbulent interstellar medium of the most luminous galaxy in the universe
T. Díaz-Santos et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 816, Number 1 (2016)

Ça Se Passe Là-Haut a 5 ans !

C'était il y a 5 ans jour pour jour... le 28 janvier 2011, qu'apparaissait le premier billet de Ça Se Passe Là-Haut. Que de chemin parcouru, que d'observations, que de découvertes, avérées ou déchues, se sont succédées depuis lors! Grâce à vous, chers lecteurs, lectrices, auditeurs et auditrices, ce blog et ce podcast ont réussi à trouver leur place dans le domaine de la vulgarisation scientifique exigeante. Depuis cinq ans, presque tous les thèmes explorés par l'astrophysique, par l'astronomie, la cosmologie ou les astroparticules ont pu être abordés sur Ça Se Passe Là-Haut. 

Fidèles lecteurs(trices), les trous noirs et leur disque d'accrétion doivent désormais vous sembler familiers, tout autant que le concept de matière noire, la détection des neutrinos ou l'océan d'Encelade... Mais l'Univers est toujours - heureusement - source d'infinies contemplations, et il vous reste, autant qu'à moi, d'innombrables découvertes à faire.

La barre du million de pages vues va être dépassée d'ici quelques jours, il s'en est ainsi fallu de peu pour que cet anniversaire soit agrémenté d'un beau symbole. Depuis les quelques dizaines de pages vues à ses débuts aux plus de 1000 par jour d'aujourd'hui, le succès de ce blog montre que la science parfois pointue à toute sa place dans la blogosphère.
Depuis cinq ans, Ça Se Passe Là-Haut est hélas encore assez seul dans le monde des blogs et des podcasts francophones à faire ce travail de mise en lumière des études que publient chaque jour les chercheurs en astrophysique, ces recherches, les plus passionnantes qui soient, qui nous font découvrir un monde parfois étrange, souvent difficilement imaginable, cet Univers dans lequel nous évoluons et dont nous sommes faits.
Puisse Ça Se Passe Là-Haut avoir créé, durant ses 5 premières années, des vocations de blogueurs scientifiques, voire, soyons fous, des vocations de chercheurs scientifiques...

Merci de votre fidélité ! 

Je tiens également à remercier celles et ceux qui font le Café des Sciences ainsi que la communauté de Webastro pour la caisse de résonance qu'ils m'ont permis d'avoir depuis quelques années...

A très bientôt

Eric

mardi 26 janvier 2016

GRAVITY à l'assaut des trous noirs

Gravity était le titre d'un film fort intéressant, qui, on s'en souvient, débutait sur une superbe vision du télescope spatial Hubble, mais GRAVITY est aussi, et maintenant surtout, le nom d'un système optoélectronique qui vient d'être installé au Very Large Telescope de l'ESO au Chili et qui promet des prouesses.


L'amas du Trapèze dans Orion, et l'étoile double
Theta Ori F résolue grâce à GRAVITY

(MPE/ESO/Gravity consortium)
L'objectif principal de GRAVITY est de révéler les détails les plus fins qui soient sur le trou noir supermassif de notre Galaxie, Sgr A*. Le système GRAVITY consiste à mélanger la lumière de quatre télescopes pour en former un grand qui aurait le diamètre de la distance séparant les télescopes individuels, jusqu'à un diamètre virtuel de 200 m... Le concept optique à la base de ce phénomène est appelé l'interférométrie. Il s'agit, en combinant la lumière captée par différents miroirs, de faire interférer les ondes lumineuses entre elles pour en extraire une information enrichie et permettre ainsi d'atteindre une résolution spatiale équivalente à celle qui serait obtenue si il n'y avait qu'un seul énorme miroir. 
GRAVITY est un instrument européen conçu et construit majoritairement par les ingénieurs et scientifiques allemands du Max Planck Institute für Extraterrestrische Physik à Garching avec le concours de nombreux français à Paris et à Grenoble. Il sera installé définitivement sur les 4 télescopes de 8 m du VLT à la fin de l'année, mais pour vérifier que tout fonctionne comme prévu, l'instrument vient d'être testé au Paranal en grandeur réelle sur les 4 télescopes auxiliaires du VLT, qui font tout de même 1,8 m chacun, après une installation qui avait débuté à l'été 2015.

Ces premiers tests en ont fait déjà le plus grand interféromètre optique du genre jamais installé. Les premières observations se sont concentrées sur la constellation d'Orion, et plus précisément l'amas du Trapèze, qui contient de nombreuses étoiles jeunes, au cœur d'une région riche de formation d'étoiles. Et GRAVITY traitant les images des télescopes auxiliaires du VLT a pu découvrir que l'une de ces étoiles, nommé Theta Orionis F était en fait une étoile double.
L'instrument GRAVITY, la grosse cuve visible est un cryostat
permettant de refroidir le système optoélectronique pour
obtenir de meilleures performances (MPE)

La puissance de GRAVITY, outre sa capacité à faire interférer des signaux optiques, est de pouvoir le faire sur des pauses de longue durée, plusieurs minutes, ce qui était difficile auparavant avec cette technique. Le gain en exposition qu'offre GRAVITY est de l'ordre d'un facteur 100 par rapport au système interférométrique précédemment le plus performant. Les chercheurs menés par Frank Eisenhauer montrent ainsi qu'il sera possible de faire des observations interférométriques sur des objets à très faible luminosité, tout en repoussant les limites de la résolution spatiale ou angulaire à des niveaux encore jamais atteints.  

Pour stabiliser le télescope virtuel durant une longue période et permettre l'observation d'objets très faibles, les astronomes utilisent la lumière d'une étoile de référence, dans le cas de cette première observation dans Orion, il s'agissait de Theta Orionis C. La stabilisation de la lumière provenant de quatre télescopes simultanément est aussi une première mondiale.

Une fois que GRAVITY sera installé auprès des quatre grands télescopes de 8 m du VLT, ce qui est prévu d'ici la fin 2016, les astrophysiciens pourront observer de très près ce qui se passe à proximité de l'horizon de Sgr A*, là où le champ gravitationnel devient très intense. Il pourra également fournir de précieuses données sur les régions situées juste autour du trou noir : la zone d'accrétion de matière et là où naissent des jets de matière et de rayonnement, et pas qu'autour de notre trou noir supermassif mais aussi d'autres bien plus lointains. Mais GRAVITY servira aussi à d'autres domaines de l'astrophysique comme par exemple l'étude détaillée de la dynamique des étoiles binaires, des exoplanètes, ou celle des disques protoplanétaires entourant des étoiles naissantes. Il pourrait également permettre d'imager directement la surface de certaines étoiles.

Les premiers tests s'étant révélés plus que concluants, il ne reste plus qu'à passer aux choses sérieuses.


Source :

First Light For Future Black Hole Probe