samedi 25 juillet 2015

Perséides 2015 : belle pluie d'étoiles filantes en perspective

2015 devrait être un bon cru, surtout par rapport à l'année dernière, où vous vous en souvenez peut-être, la Lune éclatante nous avait bien gênés pour voir filer nos beaux météores. Cette année est tout le contraire puisque la Lune sera presque totalement absente durant toute la nuit du 12 au 13 août, le moment du maximum de cette pluie d'étoiles filantes estivale la plus célèbre.



Le maximum d'activité des Perséides aura lieu en toute fin de nuit, le 13 août au petit matin, juste avant l'aube (en fait le vrai maximum aura lieu après le lever du Soleil, mais les étoiles filantes ne seront plus visibles dans un ciel trop clair). Le taux horaire, ce qu'on appelle le ZHR (Zenithal Hourly Rate) devrait se situer entre 70 et 100. Vous aurez donc l'opportunité de voir une étoile filante toutes les minutes environ dans le meilleur des cas. Mais même si ce maximum a lieu en fin de nuit, et si vous ne souhaitez pas faire une nuit blanche dans le noir, vous pouvez voir des étoiles filantes toute la nuit du 12 au 13, avec un nombre croissant tout au long de la nuit (et même les nuits précédentes et suivantes, à un taux réduit en revanche).




Il est d'ailleurs possible, d'après certains astronomes, qu'il y ait une sorte de sursaut d'activité en début de nuit le 12 août, quelques heures après le coucher du Soleil. En effet, les étoiles filantes, rappelons-le, sont des petits grains de poussières de comète qui brûlent dans l'atmosphère de la Terre. Si de telles pluies d'étoiles filantes reviennent tous les ans à la même date, c'est simplement dû au fait que la Terre mette un an pour revenir à la même position autour du Soleil, et que c'est à cet endroit de son orbite qu'il existe une sorte de nuage de poussières produites par la comète 109P/Swift-Tuttle lors de son passage en 1862...
Or la position du nuage se décale légèrement par rapport à la Terre année après année, et nous y rentrons dedans de plus en plus... Et cette rencontre a lieu cette année en début de nuit le 12 août au soir, et on peut déjà prévoir un plus important sursaut d'activité pour 2016, mais n'anticipons pas...

Comment faire pour observer un maximum d'étoiles filantes, que ce soit le 12 août au soir ou le 13 août au petit matin ?
Comme vous l'avez compris, après les conditions météorologiques, l'ennemi numéro 2 est la lumière parasite. Les météores peuvent être très brillants, mais pour la plupart d'entre eux, ils sont assez faiblement lumineux. Il est donc indispensable de n'avoir aucune lumière artificielle à proximité de votre lieu d'observation, que ce soit des lumières d'habitations, de lampadaires, de voitures, etc... pour que votre œil puisse les distinguer. Vous devrez d'ailleurs laisser un peu de temps à vos yeux pour s'habituer à l'obscurité, environ 15 à 30 minutes, puis en réduisant au maximum le recours à une lampe (si nécessaire préférez une lampe rouge ou orange plutôt qu'un écran de téléphone blanc/bleuté, qui nécessitera une nouvelle acclimatation à l'obscurité plus longue)
Pour pouvoir attraper un maximum d'étoiles filantes, la position d'observation compte aussi : il est préférable d'avoir le champ de vue la plus vaste possible sur la voûte céleste. Pour cela, dans une zone dégagée (une plaine plutôt qu'un forêt), je vous recommande non pas seulement une bonne chaise longue, mais carrément de vous allonger au sol. En tous cas, ne restez pas debout ni assis en vous tordant le cou, c'est une mauvaise idée, habillez vous chaudement et allongez vous en position de repos avec pourquoi pas de quoi grignoter et une petite radio (qui ne fait pas de lumière). 
Ne vous focalisez pas trop sur le zénith mais plutôt un peu plus bas autour, disons à une distance d'un tiers entre le zénith et l'horizon en partant du zénith.

N'hésitez pas à observer entre amis en jouant pourquoi pas à celui qui verra un maximum d'étoiles filantes ou de satellites.... Entre deux météores, vous pourrez observer tranquillement les constellations du ciel d'été, et par exemple le grand Triangle de l'été, mais vous verrez en effet probablement passer aussi des satellites, qu'il ne faut pas confondre avec des météores, les satellites ont un éclat constant et se déplacent à vitesse constante relativement lente durant plusieurs secondes, les météores, eux, sont très rapides et parfois très fugaces...

Bonnes observations, bon ciel, ... et meilleurs voeux ! 

mardi 21 juillet 2015

Une étoile intruse dans le centre de la Galaxie

C'est en observant une centaine d'étoiles de type RR Lyrae, des vieilles étoiles pulsantes situées non loin du centre de notre galaxie, qu'une équipe d'astronomes a découvert que l'une d'entre elles avait une vitesse pas du tout normale. Elle semble carrément traverser le bulbe galactique de part en part au lieu de suivre une rotation classique.


Schéma montrant une orbite possible pour l'étoile MACHO 176.18833.411,
figurée ici par l'étoile rouge. Le soleil est représenté par le point jaune.
A son point  le plus éloigné, l'étoile vagabonde se retrouve à environ
100 000 années-lumière du centre galactique. (AIP/J. Fohlmeister/A. Kunder) 
C'est en calculant la vitesse des étoiles que les astronomes, menés par la jeune chercheuse allemande Andrea Kunder du Leibniz Institute for Astrophysics de Potsdam, ont mis le doigt sur cette étoile nommée MACHO 176.18833.411, qui est désormais la RR Lyrae la plus rapide connue, avec une vitesse de 482 km/s par rapport au référentiel de la Galaxie. Les astronomes ont exploité le fait que les étoiles RR Lyrae ont toutes environ la même luminosité et sont pulsantes, ce qui permet de calculer leur distance avec une bonne précision, et donc de remonter le temps et de calculer la trajectoire passée de l'étoile.
Et c'est là que la surprise grandit encore plus : MACHO 176.18833.411 ne peut pas être une étoile du bulbe galactique mais provient de bien au dessus du plan galactique, de la région qu'on appelle le halo, et elle se trouve aujourd'hui par hasard dans le bulbe à seulement environ 3000 années-lumière du centre galactique, avec d'autres RR Lyrae, mais elle est différente des autres car elle se meut à grande vitesse et s'échappera du bulbe et du disque galactique.

Rappelons que ce qu'on appelle le bulbe de la Galaxie est une région de 10 000 années-lumière peuplée de nombreuses étoiles entourant le centre de la Galaxie en une sorte de boursouflure du disque. On y trouve notamment de nombreuses vieilles étoiles, du gaz et de la poussière en quantités. On estime que c'est là que résident les plus anciennes étoiles de la galaxie, donc une zone très prisée des astrophysiciens et astrophysiciennes.

Andrea Kunder (AIP)
Cette étude est le fruit d'un projet appelé BRAVA-RR (Bulge RR Lyrae Radial Velocity Assay) dont l'objectif est de discriminer les très vieilles étoiles du bulbe des autres de zones proches. Jusqu'à aujourd'hui, plus de 38000 étoiles RR Lyrae ont été identifiées dans le bulbe galactique grâce à des grands relevés photométriques. Andrea Kunder et son équipe exploitent le relevé spectroscopique RAVE (Radial Velocity Experiment) qui utilise le télescope de 1,2 m de l'Australian Astronomical Observatory pour déterminer de nombreux paramètres sur les étoiles du bulbe comme leur vitesse avec une précision de 1,5 km/s, leur température effective, leur gravité de surface, leur métallicité (composition chimique), mais aussi leur distance avec une précision de 20%. RAVE est à ce jour le plus grand relevé spectroscopique d'étoiles de la Voie Lactée mis à disposition de la communauté des astrophysiciens.
MACHO 176.18833.411, malgré sa grande vitesse et sa trajectoire très elliptique, reste tout de même retenue par le champ gravitationnel de la Galaxie, mais de justesse, sa vitesse est juste inférieure à la vitesse de libération galactique, au-delà de laquelle elle s'échapperait à l'infini dans le milieu intergalactique ... Ce que montrent Andrea Kunder et ses collaborateurs internationaux, c'est que de telles étoiles peuvent "contaminer" le bulbe galactique en laissant penser qu'elles en font partie alors qu'elles ne sont que de passage.

Pouvoir retracer la trajectoire passée (et future) des étoiles est une donnée puissante pour comprendre les processus dynamiques qui sont en jeu, et qui ne sont pas visibles à la simple observation contemplative de ces milliards de petits points de lumière dans le ciel.

Source :
A High-velocity Bulge RR Lyrae Variable on a Halo-like Orbit
Andrea Kunder et al
Astrophysical Journal Letters 808, L12, (july 2015)

lundi 20 juillet 2015

Précisions sur l'origine des neutrinos astrophysiques détectés par IceCube

Depuis les premières détections de neutrinos d'origine astrophysique par la détecteur géant IceCube situé en Antarctique, ces neutrinos à l'énergie colossale de l'ordre du pétaelectronvolt, de nombreuses analyses des données ont été effectuées, notamment pour tenter de reconstruire le spectre en énergie de ces neutrinos particuliers et aussi essayer de trouver la nature exacte de ces neutrinos non pas au moment de leur détection, mais au moment de leur production dans d'autres galaxies.


Car il faut se rappeler que IceCube peut détecter les trois types de neutrinos (neutrinos électronique, muonique et tauique), et que le neutrino est une particule qui a la faculté d'osciller d'une saveur à une autre au cours de son mouvement dans le vide ou dans la matière. Les chercheurs de la collaboration IceCube viennent de reprendre toutes les analyses effectuées par-ci par là à partir des données de IceCube, pour en tirer une analyse conjointe. C'est ainsi à une sorte de synthèse de 6 études différentes qui exploitent 3 paramètres physiques, l'énergie bien sûr, l'angle zénithal d'arrivée des neutrinos, et la topologie des événements à laquelle se sont livrés les physiciens de IceCube. Leur but était de déterminer le plus précisément possible le spectre en énergie de ces neutrinos astrophysiques d'une part, et la composition de ce flux en termes des trois familles de neutrinos d'autre part.
Les chercheurs parviennent à montrer que le spectre en énergie du flux de neutrinos astrophysiques est bien décrit par une loi de puissance avec un index spectral de -2,50 pour des énergies comprises entre 25 TeV et 2,8 PeV, et ils excluent en outre une forme communément utilisée stipulant une loi de puissance avec un index de -2.
Schéma du détecteur IceCube (IceCube collaboration)

Lars Mohrmann, physicien à DESY en Allemagne et co-auteur de l'article avec les 314 autres chercheurs de la toute la collaboration IceCube, article qui a été accepté pour publication dans The Astrophysical Journal, explique que c'est la première fois que l'on parvient à caractériser le flux des neutrinos d'origine astrophysique. La composition du flux en fonction des trois saveurs de neutrinos apporte des informations précieuses sur les mécanismes de production et les propriétés des sources de ces neutrinos. Dans de nombreux scénarios, les neutrinos sont produits dans des désintégrations de pions, qui produisent en moyenne un neutrino électronique pour deux neutrinos muoniques et aucun neutrino tauique (composition abrégée (νe : νμ : ντ =1:2:0).
Et comme les neutrinos oscillent d'une saveur à une autre au cours de leur long trajet à travers le milieu intergalactique, la composition du flux qui arrive sur Terre est sensé être équiprobable (1:1:1). 
Les contraintes sur la composition en saveurs obtenues par la méta-analyse des physiciens de IceCube indiquent que les données recueillies sont compatibles avec un tel scénario. Mais elles sont aussi compatibles avec un scénario (0:1:0), où il n'y aurait que des neutrinos muoniques produits.
Il existe un autre mécanisme possible pour la production de neutrinos astrophysiques, c'est la désintégration de neutrons, qui n'est autre que ce que nous connaissons sous le vocable de radioactivité béta moins. Dans ce cas seuls des neutrinos de saveur électronique sont produits (scénario 1:0:0). Et les résultats des physiciens des astroparticules sont sans appel : ce scénario n'est pas compatible avec les données, il est donc désormais exclu.
Les résultats de cette méta-analyse poussée illustrent tout le potentiel de IceCube, ils montrent que l'ont peut apprendre des choses sur les sources qui sont à l'origine des neutrinos les plus énergétiques sans pour autant les avoir encore identifiées. 

Et IceCube continue sa quête à chaque instant... tant qu'il reste de la glace sur le continent Antarctique, offrant des perspectives toujours plus prometteuses.

Source : 
A combined maximum-likelihood analysis of the high-energy astrophysical neutrino flux measured with Icecube
IceCube Collaboration
à paraître dans The Astrophysical Journal


jeudi 16 juillet 2015

Intense émission de rayonnement gamma en provenance d'un blazar il y a 1 mois

Entre le 14 et le 18 juin dernier, vous, moi, nous tous, avons été bombardés par une intense source de rayons gamma éloignée de 5 milliards d'années-lumière. C'était la source de rayons gamma la plus intense jamais observée depuis que nous possédons des instruments pouvant les mesurer.



Représentation de l'arrivée des photons gamma de 3C 279 dans le détecteur de
Fermi-LAT entre le 14 et le 18 juin 2015. L'énergie des photons gamma est
 figurée par la taille des cercles et leur couleur, du blanc au violet, de la plus
faible à la plus haute énergie (NASA/DOE/Fermi-LAT collaboration)
Cette pluie de rayons gamma de haute énergie est venue d'une galaxie active déjà connue : 3C 279. Les chercheurs ont pu avoir le temps d'étudier la source pendant qu'elle était encore brillante, son intensité a augmenté brutalement le 14 juin, pour atteindre son maximum le 16 puis a décru lentement pour disparaître tout à fait le 18 juin. 

Il aura fallu à peine un mois aux astrophysiciens pour qu'ils trouvent une explication à cette brutale émission de rayonnement gamma. 3C 279 est une galaxie active, c'est à dire que son trou noir supermassif est en train de grossir en avalant de la matière. Se faisant, le disque d'accrétion de la matière qui lui tourne autour s'échauffe à des températures extrêmes et produit des rayons X. Mais un tel trou noir supermassif entouré par un disque de matière émet également des jets de matière le long de son axe de rotation de part et d'autre de ses pôles. Et ces jets de matière projetés à des vitesses relativistes sont le lieu idéal pour la production et la montée en énergie de photons gamma. 

3C 279 est ce qu'on appelle un quasar, une galaxie très brillante. Mais c'est aussi ce qu'on appelle un blazar. Un blazar est un quasar qui est extrêmement lumineux. Les chercheurs ont maintenant compris que galaxie à noyau actif, quasar et blazar étaient en fait la même chose. La seule différence entre ces trois variantes est juste l'angle de vue sous lequel on voit le noyau de la galaxie active.
Le ciel en rayons gamma imagé par Fermi-LAT entre le 11 juin et le 17 juin 2015,
 énergie comprise entre 100 MeV et 100 GeV (projection stéréographique)
 (NASA/DOE/Fermi-LAT)
Alors qu'un "noyau actif", caractérisé par une forte luminosité dans le visible et en radio correspond à la galaxie vue de 3/4, le quasar, caractérisé par une forte émission X, serait la galaxie vue par la tranche, et enfin, le blazar, plus rare et caractérisé par une énorme luminosité variable et des bouffées de rayons gamma, serait la galaxie vue exactement dans l'axe de rotation du trou noir (et de la galaxie). L'émission du blazar n'est donc rien d'autre que le jet de matière et de rayonnement du trou noir supermassif, et c'est ce que nous avons reçu sur la tête durant 4 jours à la mi-juin.

C'est le satellite italien AGILE qui le premier a détecté l'éruption gamma, très vite suivi par le télescope Fermi-LAT de la NASA. Puis le télescope Swift à continué la poursuite pendant que le satellite européen INTEGRAL se mettait en branle pour lui aussi prendre de précieuses données sur cette éruption surpuissante. Puis ce fut le tour de télescopes terrestres de se joindre à cette fête qu'il ne fallait manquer sous aucun prétexte.
Le photon gamma le plus énergétique détecté au cours de ces 4 jours avait une énergie de près de 52 GeV (c'est 4 fois plus que l'énergie maximale produite au LHC pour donner un ordre de grandeur). L'éruption gamma de 3C 279 a eu une intensité 4 fois plus grande que l'intensité gamma du pulsar de Vela, qui est pourtant la source gamma permanente la plus intense observée (et située à 1000 années-lumière, soit 5 millions de fois plus près de nous que 3C 279...).

En fait 3C 279 n'en est pas à son coup d'essai. Il était déjà connu des spécialistes, car il détenait déjà un petit record : celui de la source gamma la plus intense et lointaine détectée. C'était en 1991 et un télescope gamma (Compton Gamma Ray Observatory) venait tout juste d'être lancé par la NASA. La détection eut lieu miraculeusement quelques jours seulement après la mise en service du télescope et put être suivie durant une dizaine de jours.

Les astronomes pensent qu'un changement brutal dans le jet du trou noir de 3C 279 a dû être à l'origine de cette éruption gamma impressionnante du mois dernier, mais ils n'ont encore aucune idée de ce qui a pu le provoquer. Les données recueillies par nos meilleurs télescopes et détecteurs sont bien plus fournies qu'en 1991 et devraient donner aux astrophysiciens pas mal de travail dans les semaines et mois qui viennent. La zone du ciel où se situe 3C 279 va désormais être surveillée comme le lait sur le feu...


Source : 
communiqué NASA

mercredi 15 juillet 2015

Charon, l'étonnant alter ego de Pluton


Charon (NASA/New Horizons)

Les montagnes de glace de Pluton, première image à haute résolution de New Horizons

Les premières images à haute résolution de la surface de Pluton dévoilées ce soir par la NASA montrent une absence de cratères, qui signifie que Pluton est active (sa surface est jeune). D'autre part, des montagnes de plus de 3000 m d'altitude sont visibles, très probablement constituées de glace d'eau.
Surface de Pluton (NASA/New Horizons)

lundi 13 juillet 2015

Explication trouvée pour une bouffée de rayons gamma extraordinaire

Les bouffées de rayons gamma sont de brutales émissions de photons gamma très énergétiques qui arrivent sur Terre sporadiquement. Les premières bouffées de rayons gamma (appelées GRB en anglais pour Gamma-Ray Bursts) ont été détectées totalement par hasard à la fin des années 60 par un satellite militaire américain qui cherchait à détecter des explosions nucléaires soviétiques qui devaient produire de tels rayons gamma énergétiques. Et le 9 décembre 2011, une bouffée de rayons gamma pas comme les autres est arrivée sur Terre...



Vue d'artiste du phénomène de GRB (NASA/Swift/Cruz deWilde)
L'origine des bouffées de rayons gamma a été très longtemps mystérieuse, mais on commence à les comprendre de mieux en mieux depuis une décennie.  Depuis les années 1970, plusieurs générations de télescopes spécialisés dans les rayons gamma ont été lancés, chacun apportant plus de détails sur les sources de rayons gamma à l'origine de ces bouffées parfois très courtes. Les derniers en date et les plus efficaces à ce jour sont les télescopes spatiaux Fermi-LAT (spécialisé dans les rayons gamma) et Swift (chasseur de GRB), dont nous avons déjà parlé ici à de nombreuses reprises. Les GRB sont des phénomènes par définition transitoires, ils apparaissent avec une fréquence de l'ordre de 1 par jour (ils sont d'ailleurs nommés par leur date d'apparition suivie d'une lettre), ils ont été classés en deux catégories en fonction de leur durée. La première catégorie regroupe les GRB courts qui durent entre 0,1 et 1 seconde, et la deuxième catégorie est celle des GRB longs dont l'émission gamma dure entre 1 secondes et quelques minutes. 
L'explication qu'ont trouvée les astrophysiciens pour expliquer l'existence des GRB courts est la fusion violente d'un trou noir et d'une étoile à neutrons ou d'une paire d'étoiles à neutrons. Mais les GRB les plus communs sont les GRB longs (70% des GRB détectés par le satellite Swift sont du type long), ces GRB de plusieurs secondes sont expliqués actuellement par la création d'un trou noir stellaire lors de l'explosion d'une étoile (une supernova par effondrement). L'émission de photons gamma de ces objets serait associée au jet de matière relativiste apparaissant aux pôles du trou noir nouvellement formé qui accrète la matière résiduelle restant autour du résidu de l'étoile morte.
Mais à partir d'il y a quelques années, des GRB très atypiques ont été mis en évidence : ils duraient très longtemps, de plusieurs heures à plusieurs jours! Ils ont pour cela été appelés par les chercheurs des GRB ultra-longs. Certains d'entre eux ont pu  clairement être associés à un phénomène de destruction d'étoile par un trou noir supermassif par effets de marée dans le champ gravitationnel terrifiant du trou noir, mais d'autres ne correspondaient à aucun modèle connu de phénomène astrophysique. 
Une équipe d'astrophysiciens internationale vient de se pencher sur le cas du GRB ultra-long le plus proche de nous restant sans explication et propose enfin un mécanisme pour l'expliquer. Il s'agit de GRB 111209A, qui apparut dans le ciel le 9 décembre 2011 et qui dura près de 4 heures!

Vue d'artiste d'un magnétar (ESA/ATG medialab)
Jochen Greiner, de l'université de Munich, et ses collègues, en étudiant l'évolution de la lumière qui suivit l'émission gamma proprement dite, dans les longueurs d'onde visibles et proches infra-rouge, ont pu déterminer sans ambiguïté l'existence d'un signe caractéristique qu'on retrouve dans les supernovas. Mais pas les supernovas associées habituellement aux GRB longs, ici il s'agissait d'une supernova très lumineuse, du genre 10 fois plus lumineuse que la normale. Et en étudiant son spectre de lumière, les chercheurs ont également trouvé un spectre très atypique : on n'y retrouve pas les raies d'absorption  associées à la présence de fer comme c'est le cas dans les GRB longs typiques. En fait, le spectre obtenu par Greiner et ses collaborateurs ressemble beaucoup au spectre d'un nouveau type de supernova qui a été découvert la même année que ce GRB : une supernova super-lumineuse. Les supernovas super-lumineuses montrent une luminosité entre 10 et 100 fois plus forte que les supernovas classiques et évoluent plus lentement.
Les meilleurs modèles physiques permettant d'expliquer l'existence de ces supernovas impliquent la présence d'une étoile à neutrons en rotation rapide, même très rapide, et possédant en outre un très fort champ magnétique. C'est leur très grande énergie rotationnelle associée à ce champ magnétique très intense qui permet à ces étoiles à neutrons produites lors du phénomène de supernova de transférer une grande partie de leur énergie rotationnelle et produire indirectement une bouffée de rayons gamma énergétique de longue durée. Ces étoiles à neutrons particulières sont ce qu'on appelle des magnétars, il s'agit de pulsars ayant une période de rotation inférieure à 10 ms (ils font plus de 100 tours sur eux-mêmes en 1 s) et arborant un champ magnétique de l'ordre de 10 milliards de Teslas...

Même si Jochen Greiner et ses collaborateurs semblent convaincus du lien entre GRB ultra-long et supernovas super-lumineuses alimentées par un magnétar, leur proposition n'en est qu'au stade de l'hypothèse, le modèle utilisé impliquant encore plusieurs paramètres libres comme la masse de l'éjecta de la supernova, la vitesse de rotation du magnétar et l'intensité de son champ magnétique. GRB 111209A est pour le moment un cas unique et ces événements de GRB ultra-longs sont des phénomènes rares, ce qui rend difficile toute affirmation. De nouvelles observations sont nécessaires pour confirmer cette nouvelle hypothèse et les futurs détecteurs d'ondes gravitationnelles, associés aux télescopes spatiaux gamma pourront probablement apporter de précieuses informations aux chercheurs.


Source : 
A very luminous magnetar-powered supernova associated with an ultra-long gamma-ray burst
J. Greiner et al,
Nature 523 , 189-192 (july 2015)