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 1540 par gigaparsec cube (c'est à dire dans une sphère de 2020 années-lumière de rayon).
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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa8f41/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa8f94/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9059/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9029/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa905c/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa905d/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa8edf/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa8ede/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa905f/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9060/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9116/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9110/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa910f/meta

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 )

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa91b3/meta

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.

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.

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...

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.

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...

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…

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.

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)

http://dx.doi.org/10.1038/s41550-017-0238-6

Illustration

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

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.

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)

http://dx.doi.org:10.1038/s41550-017-0263-5

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)

"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 La dernière Supernova sur cette page dédiée.

Retrouvez également mes deux premiers romans scientifiques : 

Soixante Nanosecondes

Meurtre au Gran Sasso

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

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.

Découverte d'un couple de trous noirs supermassifs séparés de seulement 1 année-lumière

La galaxie NGC 7674 est une belle galaxie spirale barrée vue presque entièrement de face. C'est une galaxie connue pour être très lumineuse en infra-rouge, pour avoir un noyau actif, et accessoirement être en train de fusionner avec une petite galaxie voisine. Elle fait partie des galaxies dites de Seyfert. Mais NGC 7674 vient de révéler un autre secret : elle possède deux trous noirs supermassifs, qui forment le couple le plus resserré jamais observé à ce jour.

Ce sont deux astrophysiciens indiens du Tata Institute of Fundamental Research de l'Université de Pune et un astronome américain du Rochester Institute of Technology, qui viennent de mettre en évidence la présence de ces deux trous noirs supermassifs au centre de NGC 7674 (qui est aussi dénommée Markarian 533). 

Ils ont observé la galaxie (située à environ 400 millions d'années-lumière) dans le domaine des ondes radio par la technique de l'interférométrie à très longue base, de manière à produire une image très résolue de la double source radio qui avait déjà été mise en évidence il y a plusieurs années, mais qui avait été considérée être deux lobes émanant d'un trou noir unique central. 

L'analyse détaillée que les auteurs présentent dans leur article paru il y a deux jours dans Nature Astronomy semble formelle : les deux sources radio de la région centrale de NGC 7674 observées aux alentours de 15 GHz par le réseau de radiotélescopes du Very Long Baseline Array (VLBA) ont chacune un spectre radio qui est cohérent avec ce qu'on attendrait de l'émission de matière en accrétion autour d'un trou noir. 

La masse totale des deux trous noirs a été calculée par Preeti Kharb et ses collaborateurs, elle vaut 36 millions de masses solaires et des poussières. Il s'agit donc de trous noirs supermassifs relativement petits, mais quand même cinq fois plus gros que notre Sgr A*. Malgré leur distance réciproque qui paraît très faible : 0,35 pc, soit 1 année-lumière, leur période de rotation l'un autour de l'autre est de l'ordre de 100 000 ans tout de même. On est encore loin de la coalescence. 

Un élément intéressant est que NGC 7674 a également la particularité de montrer une morphologie "tordue" de son jet radio de 700 pc de long, en forme de Z.  Et justement, il avait été montré il y a quelques années que de telles émissions radio en forme de Z devaient être associées aux effets combinés de la fusion de deux galaxies suivie de l'apparition d'un couple de trous noirs. Cette observation vient donc confirmer cette prédiction théorique. Non seulement NGC 7674 est en train d'avaler sa petite galaxie voisine comme on peut le voir sur cette très belle image du télescope Hubble, mais elle l'a donc déjà fait avec une autre galaxie il y a déjà pas mal de temps.

Les chercheurs indiens et américain mesurent la vitesse du jet expulsé par le couple de trous noirs et obtiennent la valeur de 28% de la vitesse de la lumière. Il faut savoir que le précédent record de proximité d'un couple de trous noirs supermassifs, trouvé en 2006, était de 7 parsecs (24 années-lumière), pour un couple situé deux fois plus loin de nous.

Kharb et ses collaborateurs, à la fin de leur article, calculent si ce nouveau couple supermassif rapproché pourrait être détecté par les futurs détecteurs d'ondes gravitationnelles en orbite. Malheureusement, la réponse est négative, le grand détecteur eLISA destiné à détecter des fusions de trous noirs très massifs, ne pourrait pas isoler les ondes gravitationnelles produites par le couple supermassif de NGC 7674. Ce dernier est trois fois trop léger et pas encore assez rapproché.

Source

A candidate sub-parsec binary black hole in the Seyfert galaxy NGC 7674

P. Kharb, D. V. Lal & D. Merritt

Nature Astronomy (18 september 2017)

http://dx.doi.org/10.1038/s41550-017-0256-4

Illustrations

1) NGC 7674 imagée par Hubble (NASA/ESA)

2) Distribution de l'émission radio à 15 GHz provenant du centre de NGC 7674 (Kharb et al.)

Un nouveau type de matière noire explique la diversité des courbes de rotation galactiques

Un des problèmes difficilement explicables par le modèle dominant actuel de la matière noire, la « Cold Dark Matter » (CDM) est l'existence d'une très grande diversité des formes des courbes de rotation des galaxies. On se souvient que c’est justement l’observation de ces courbes de rotation (la vitesse de rotation des étoiles et du gaz en fonction de la distance du centre de la galaxie) qui a permis il y a 50 ans de mettre le doigt sur une grosse anomalie dynamique/gravitationnelle, menant finalement au concept de matière noire. Le modèle dominant actuel propose depuis quelques décennies une matière noire « froide » constituée de particules massives interagissant très faiblement avec la matière ordinaire autrement que par la gravitation, et n’interagissant pas sur elle-même...

Les étoiles et le gaz dans les galaxies montrent une vitesse de rotation qui tend à devenir constante quand leur distance du centre augmente, la courbe de rotation devient plate, et ce, quelle que soit la masse du halo de matière noire au sein duquel évolue le disque galactique. Mais il se trouve que pour une masse de halo de matière noire donnée, la forme des courbes de rotation avant qu’elles deviennent plates, peut varier fortement. Certaines galaxies ont une courbe de rotation qui augmente très vite avant d’atteindre le plateau, et d’autres augmentent au contraire lentement. Cette diversité, le modèle de matière noire froide «classique » ne l’explique pas.

Des chercheurs de l’Université de Californie se sont intéressés à ce problème en travaillant sur les données de rotation de 30 galaxies spirales représentant bien la diversité qui peut être observée, et dont la masse varie de trois ordres de grandeur pour couvrir un large panel.

Ayuki Kamada, Manoj Kaplinghat, Hai-Bo Yu et Andrew Pace ont émis l’hypothèse selon laquelle les particules massives formant le halo de matière noire, auraient la capacité à interagir entre elles, pour voir si un tel comportement permettrait d’expliquer la diversité des courbes de rotation observées. On parle de self-interacting dark matter (SIDM) (matière noire auto-interagissante).

Le modèle SIDM a été construit aux alentours des années 2000 et a été remis sur le devant de la scène il y a une petite dizaine d’années, notamment par Hai-Bo Yu à l’Université de Californie. Dans leurs calculs et simulations, les chercheurs ont réutilisé la relation masse-concentration qui est celle du modèle LCDM et ont fixé une valeur pour la section efficace d'interaction entre particules massives de matière noire (leur section efficace par unité de masse pour être exact, qui quantifie leur probabilité d'interaction) : 3 cm²/g, ce qui ferait une section efficace de 180 barns pour une particule de 100 GeV/c², donc très loin d'être négligeable.

Les physiciens publient leur résultat aujourd’hui dans la prestigieuse Physical Review Letters  et à la question « est-ce que ça marche mieux ? », ils trouvent une réponse positive. Ça marche même beaucoup mieux, et pour toutes les galaxies étudiées, dans toute leur diversité.

Leur modèle inclut un halo de matière noire qui interagit avec elle-même surtout dans les régions internes de la galaxie et qui influe sur la distribution de matière ordinaire dans le halo ainsi que sur l’histoire de la formation de ce halo.

Les collisions des particules de matière noire entre elles ont pour effet de thermaliser la zone centrale du halo en perdant de l’énergie, là où se trouve la galaxie « lumineuse ». Cette thermalisation, selon les auteurs,  a pour effet de « lier » ensemble les distributions de matière ordinaire et de matière noire, si bien qu’elles se comportent un peu comme une seule entité. Le halo de matière noire auto-interagissante, dans ce modèle, devient alors suffisamment "flexible" pour expliquer la diversité des courbes de rotation observées. L’effet sur le potentiel gravitationnel et donc sur la forme de la courbe de rotation est important et reproduit les données observationnelles d’une manière excellente.

Kamada et ses collègues montrent par ailleurs que l’effet est différent pour les galaxies faiblement lumineuses et pour les galaxies très lumineuses. Pour les premières, le processus de thermalisation produit une « expulsion » des particules de matière noire en dehors de la région centrale du halo, réduisant alors la densité. Pour les secondes, très lumineuses, comme notre galaxie, la thermalisation a pour effet, à l’inverse,  de pousser les particules massives vers le fond du puits gravitationnel de la matière visible, augmentant alors la densité vers le centre.

Une chose importante que rappellent les auteurs de cette étude, c’est que ce nouveau modèle de matière noire reste tout à fait conforme aux autres observables cosmologiques classiquement obtenus et validés par le modèle LCDM, comme la formation des grandes structures cosmiques.

La très forte compatibilité de ce nouveau modèle avec les observations est très intéressante car elle indique que cette solution pourrait être la bonne. Cela ouvrirait des perspectives nouvelles, même si la nature des hypothétiques particules massives interagissant si faiblement avec la matière ordinaire reste toujours inconnue aujourd’hui. Le fait de savoir que, si elles existent, elles auraient une interaction entre elles, permet de bien mieux les cerner.

Source 

Self-Interacting Dark Matter Can Explain Diverse Galactic Rotation Curves

Ayuki Kamada, Manoj Kaplinghat, Andrew B. Pace, and Hai-Bo Yu

Physical Review Letters 119, 111102 (15 September 2017)

https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.119.111102

Illustrations

1. Courbes de rotation de trois galaxies différentes NGC6503, UGC128 et NGC 2903. La contribution du halo de SIDM est représenté en trait bleu plein, la contribution d'un halo de type CDM est représenté en bleu pointillé. La courbe fittée avec le nouveau modèle (somme des contribution SIDM+étoiles+bulbe+gaz) est la courbe rouge (Kamada et al., Phys. Rev. Lett. 119) 

2. Hai-Bo Yu est professeur assistant en astrophysique théorique à l'Université de Californie (Riverside) (image I. Pittalwala, UC Riverside)