Matière Noire Détectée : Une Annonce trop Rapide ?

Le 12 avril dernier étaient publiés dans le European Physical Journal (1) les résultats tant attendus de l’expérience de recherche de matière noire CRESST (collaboration européenne), qui cherche à détecter des WIMPs grâce à des détecteur scintillateurs cryogénique (détection des collisions élastiques produisant de la lumière de scintillation plus une élévation de température dans des cristaux de Tungstate de Calcium).

Cette publication était attendue car on savait déjà via des présentations antérieures que CRESST annonçait un excès de signal qu’ils attribuent à la détection probable de WIMPs de faible masse. Un gros coup.

Ce type d’expérience, comme vous le savez, est très délicat à mener, il faut protéger les détecteurs du moindre bruit de fond radioactif ou du rayonnement cosmique, pour ne conserver que l’hypothétique signal utile, celui que l’on cherche à mettre en évidence. Et le signal produit par la radioactivité naturelle est identique à celui qui est recherché, d’où la difficulté et la nécessité de très bien connaître toutes les sources de bruit de fond radioactif en présence autour des détecteurs. Car il reste toujours un petit peu de radioactivité, toujours… même infime.

Tour de détecteurs de l'expérience CRESST (TUM)

Après avoir posé la situation, venons-en à cette publication de CRESST. Pour faire simple, l’analyse est très riche et se base sur une quantité de données très importante, égale à 730 kg.jours de mesures (l’équivalent d’un détecteur de 1 kg pendant 730 jours d’affilée sans arrêt).

Pour faire leur analyse, les physiciens de CRESST utilisent des méthodes très élaborées que je ne développerai pas ici, et, à partir de tous les événements détectés, procèdent par éliminations successives pour en enlever les différentes sources de bruits de fond connues. Ils en arrivent à la conclusion qu’ils observent un nombre assez important d’événements de type recul de noyau, qui ne correspondraient à aucun bruit de fond connu, et seraient ainsi des candidats pour être les WIMPs que nous cherchons si avidement.

Et ces WIMPs auraient la particularité d’avoir une masse relativement faible, ce qui est quelque chose d’un peu nouveau dans les modèles généralement admis aujourd’hui.

Ils font une analyse des signaux selon deux analyses statistiques un peu différentes qui conduisent à des valeurs légèrement différentes ainsi qu’à une masse et une section efficace qui ne sont pas les mêmes, mais dans les deux cas, ils évoquent plus de 20 WIMPs détectés (les signal events).

Les événements (et leur nature) détectés dans la zone d’intérêt sont donnés ci-dessous pour les deux analyses statistiques : 

                               M1                                        M2

e-/γ –events     8.00 ± 0.05                         8.00  ±0.05

α-events             11.5 +2.6 −2.3                   11.2 +2.5 −2.3

Neutron events 7.5 +6.3−5.5                     9.7 +6.1−5.1

Pb recoils            15.0 +5.2−5.1                    18.7 +4.9−4.7

Signal events     29.4 +8.6−7.7                   24.2 +8.1−7.2

mχ [GeV]            25.3                                       11.6

σWN [pb]           1.6 10⁻⁶                               3.7 10⁻⁵

Les niveaux de confiance statistiques correspondant, considérant que les événements en excès ne peuvent pas être juste du bruit de fond sont donnés à 4.7 sigmas et 4.2 sigmas respectivement pour les analyses M1 et M2. Ce qui veut dire un résultat  très robuste statistiquement.

Les différentes sources de bruit de fond identifiées sont prises en compte et pour chacune d’elle le nombre d’événements est donné : électrons et gamma (radioactivité béta), alpha (isotopes radioactifs émetteurs de particules alpha, neutrons (pouvant être issus d’interactions secondaires de muons ou de fissions spontanées d’uranium dans les roches environnantes), ainsi que des reculs de noyaux de Plomb... Tiens, pourquoi cette dernière contribution ? 

Parce qu’il existe un isotope, issu de la décroissance radioactive du Plomb-210, puis du Bismuth-210, qui s’appelle le Polonium-210, qui lui-même décroit en un autre isotope, le Plomb-206, en émettant une particule alpha. C’est le Radon-222, ambiant dans tout laboratoire, surtout souterrain, qui est à l’origine de cette chaine de produits radioactifs. Le Radon-222 est lui-même un lointain descendant de l’Uranium-238 contenu dans toutes les roches.

Chaîne de décroissance depuis le Pb-210

Alors, pourquoi je ne saute pas en l’air en clamant à hue et à dia que ça y est, on a découvert les WIMPs et ils n’ont pas la masse prévue ! C’est une révolution scientifique !

Et bien parce que d’une part ces résultats ne collent pas avec d’autres expériences du même type. Et surtout, surtout… Un nouvel article est paru à peine un mois plus tard…

Le 19 mai, donc, à peine un mois après la publication de l’article de CRESST, une équipe de physiciens canadiens, ayant été confrontés visiblement au même type de problème sur l’expérience DEAP (une autre manip de recherche de matière noire), ont publié un article dans Astroparticle Physics (2) reprenant les données de CRESST (on suppose aisément qu’ils avaient déjà fait leurs calculs mais attendaient la parution officielle de l’article de CRESST avant de publier le leur).

Ils y démontrent que les allemands et leurs collaborateurs auraient sans doute raté une source de bruit de fond, et que cette source de bruit de fond à elle seule pouvait expliquer en très grande partie les événements en excès observés à basse énergie (attribués aux WIMPs)!...

Quelle est donc cette nouvelle source  de bruit de fond ? Elle serait en fait liée au fameux Polonium-210 qui contaminerait en surface un élément de support en argent des détecteurs scintillateurs cryogéniques.

Le Po-210 comme on l’a vu plus haut émet un noyau de Pb-206 et une particule alpha avec une période radioactive de 138,38 jours. Ces derniers reculent dos à dos dans la matière (de l’argent dans notre cas) et peuvent en sortir dans certains cas pour atteindre le détecteur.

Plot des événements détectés par CRESST (scintillation en fonction de l'énergie de recul)

C’est une composante du bruit de fond qu’ont bien prise en compte les allemands de CRESST. Mais les canadiens montrent que, en plus, il peut avoir lieu un phénomène de sputtering, c’est-à-dire que les noyaux de Pb-206 dans leur mouvement de recul peuvent collisionner des noyaux d’atomes d’argent à la surface du support et ces noyaux d’argent vont ensuite être éjectés et produire des interactions dans le détecteur situé non loin de là, simulant alors un signal de WIMP… Et ça, les allemands de CRESST n’y ont pas pensé !

Qui plus est, les physiciens canadiens ont simulé en grands détails ces phénomènes de collisions interatomiques et montrent notamment que modéliser une surface complètement lisse (non réaliste) ne permet pas de reproduire le nombre d’événements en excès. En revanche, la prise en compte d’une surface rugueuse à l’échelle microscopique fait augmenter significativement le nombre de noyaux d’argent qui viennent interagir dans le détecteur cryogénique, donnant alors des valeurs tout à fait compatibles avec la petite trentaine d’événements « WIMP » clamée par CRESST...

Alors, WIMPs ou noyaux d’atomes d’argent ? La question est désormais ouverte et la balle est maintenant retournée dans le camp des physiciens de CRESST qui vont devoir redoubler d’efforts pour tenter d’isoler cette potentielle source de bruit de fond pour élucider la réalité de leurs événements « en excès ».

En excès de sensationnel, peut-être ?

Sources :

(1) Results from 730 kg days of the CRESST-II Dark Matter search

G. Angloher et al

Eur. Phys. J. C (2012) 72:1971

(2) Surface roughness interpretation of 730 kg days CRESST-II results

M. Kuźniak et al.

Astroparticle Physics 36 (2012) 77–82

La Matière Noire Inoffensive pour le Corps Humain!

Comme vous le savez si vous êtes un lecteur attentif de ce blog, la matière noire sous forme de WIMPs se trouve partout autour de nous, car elle forme un halo autour de notre propre galaxie dans lequel se meut notre soleil et nous avec.

Partout autour de nous... ce qui veut aussi dire, partout dans nous. Les WIMPs, par milliards, nous traversent, voire interagissent (peu) avec les atomes qui nous constituent.

Deux théoriciens se sont amusés à faire les calculs, à partir de différentes hypothèses de masses et de sections efficaces de WIMPs compatibles avec les limites fournies par les derniers résultats expérimentaux des grandes expériences (CoGENT, CRESST, DAMA). Ils ont calculé combien il pouvait y avoir d'interactions par seconde (ou par an) entre une WIMP et un corps humain de 70 kg.

Les interactions qui ont lieu sont les mêmes que celles qui sont exploitées dans les expériences de physique : une collision élastique de la WIMP avec un noyau atomique, du billard quoi. La WIMP cède un peu d'énergie au noyau puis change de direction, le noyau d'atome, lui, recule légèrement avec cette énergie, pouvant produire quelques ionisations dans le milieu qui l'entoure.

Dans les expériences de physique, on cherche à exploiter ce recul du noyau pour en détecter l'énergie et ainsi mettre en évidence l'interaction de la WIMP et en déduire sa masse, sa vitesse, son taux d'interaction et donc sa section efficace.

Dans le cas des interactions pouvant avoir lieu dans notre petit corps humain, dont la masse est quand même 10 fois plus importante que le plus gros des détecteurs cryogéniques actuels, on peut se demander si il pourrait exister un effet sur notre santé. C'est ce qu'ont cherché à calculer Katherine Freese et Christopher Savage dans leur article paru sur ArXiv le 12 avril dernier (1).

Venons en donc aux chiffres calculés. Je les donne ci-dessous pour les différentes configurations calculées, elles diffèrent en fonction des hypothèses des différentes expériences prises en compte, à la fois en terme de valeur de masse (entre 8 et 60 GeV) ainsi que de section efficace WIMP-proton (probabilité d'interaction).

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Hypothèse          Masse (GeV)        Section efficace (pb)       Nombre d’interactions par an (70 kg)

CoGeNT                          8.                             7.  10^-5                                         63 000

CRESST M1                   25.3                        1.6  10^-6                                           1 300

CRESST M2                   11.6                        3.7  10^-5                                         34 000

DAMA (SI)                     11.0                        2.0  10^-4                                       180 000

XENON (SI)                   60.                           1.  10^-8                                               5.4

DAMA    (SD)                11.0                          0.68                                              90 000

XENON (SD)                 60.                           0.001                                                    30

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Dans le pire des cas, on obtient ainsi près de 200 000 interactions par an pour un corps de 70 kg (WIMP de 11 GeV dans l'hypothèse DAMA en interaction de type spin-independant), et ce sont nos atomes d'oxygène qui sont le plus touchés, viennent ensuite nos atomes de carbone. 200 000 par an, ça fait environ 1 toutes les 2 minutes.

Pour savoir si ces interactions (hypothétiques, rappelons le) peuvent avoir un effet délétère sur notre santé (mais contre lequel nous ne pourrions de toute façon absolument rien faire), il faut comparer avec ce que l'on connait par ailleurs, à savoir l'effet des rayons cosmiques ou de la radioactivité naturelle dont les rayonnements nous bombardent sans arrêt.

La comparaison est rapide : 

Le rayonnement cosmique qui nous atteint est en grande majorité constitué de muons. Leur flux est d'environ 100/m²/s au niveau de la mer, ce qui fait quelques uns par seconde sur nos têtes. Et chaque muon dépose une énergie dans nos cellules de plusieurs MeV, à comparer avec les 10 keV d'énergie de recul des noyaux d'oxygène produite par une WIMP (100 fois moins).

Si on transpose en terme de dose, la radioactivité naturelle nous impose une dose de l'ordre de 2 mSv/an, dont le rayonnement cosmique représente environ 0.3 mSv/an (au niveau de la mer), le reste étant dû au radon et à la radioactivité du sol.

Les auteurs de l'article ont évalué la dose produite dans un cas le plus favorable (hypothèse XENON avec 5.4 interactions par an) et trouvent une dose de 10^-11 mSv/an. Je propose donc d'extrapoler à la configuration "pire cas" : hypothèse DAMA avec 180 000 interactions par an, ce qui donne 3.6 10^-7 mSv/an.

Une règle de trois nous indique alors qu' un an d'exposition aux WIMPs dans le pire des cas est équivalent à seulement 38 secondes d'exposition normale au rayonnement cosmique que nous subissons tous les jours.

Les WIMPs sont donc inoffensifs... On a eu chaud.

source :

(1) Dark Matter collisions with the Human Body
Katherine Freese and Christopher Savage

ArXiv, 12 april 2012

Dobson Sky Watcher 254 mm F/4.7 TV Nagler 13 mm, TV Nagler 3.5 mm, HR planetary 5 mm, Plössl 10 mm, Plössl 25 mm, Barlow TV x2 filtres Moon et OIII, Guided by Telrad

Déambulation galactique entre Vindemiatrix et Denebola

Le ciel était d'une limpidité outrageante hier soir, c'eut été blasphématoire de laisser mon ami Dobby et son miroir parabolique de 250 mm prendre la poussière dans le garage.

Je retournai donc à mon endroit favori, perdu dans la garrigue du Sud Luberon, après avoir rencontré sur mon chemin un énorme hibou (était-ce un grand Duc ?, je n'ai pas eu le temps de vérifier...) ainsi qu'une jolie biche, heureusement pas au milieu de la route, sans doute effrayée par mes phares.

Une compagnie inattendue

Je me croyais seul au monde au moment de faire ma collimation au laser quand soudain un gros Pick-Up surgit de nulle part et en sortit un gars, berger de son état, qui, visiblement avait peut-être un match de foot à voir à la télé puisqu'il me délégua la responsabilité en quelque sorte de veiller sur ses brebis... Du jamais vu de mémoire d'astronome, comme si je pouvais surveiller des brebis se sauvant sur une route et en même temps admirer l'amas de Virgo... Car c'est dans cette région magique que j'avais décidé de me rendre ce soir...

Saturne, encore une fois

Mais avant de me rendre dans cette zone située entre Vindemiatrix et Denebola, il fallait, c'est encore incontournable, aller voir les anneaux de Saturne, des fois qu'ils se seraient égarés comme des brebis... Ça va, la division de Cassini est bien toujours là. Les ombres donnent une formidable impression de relief, j'adore.

Position du triplet du Lion (carte Stellarium)

Triplet galactique sous le félin

Avant de plonger plus avant dans l'amas de la Vierge, je voulais aller rendre visite au Lion avant qu'il ne soit définitivement invisible, je  ne l'ai pas encore parcouru depuis ce printemps, honte à moi. Allons donc voir le triplet du Lion. M65, M66 et NGC 3628, ces trois galaxies me plaisent, surtout par leur proximité qui en fait tenir 2 sur les trois dans le champ de mon Nagler. Ça augure d'une belle promenade galactique. On entre dans le vif du sujet, l'amas de Virgo et ces centaines de galaxies...

Des galaxies par dizaines ou plus encore

Souvent, on parcourt la zone (si riche) en commençant par la chaîne de Markarian, mais j'ai décidé de faire le parcours un peu à l'envers. Je me repère tout d'abord à partir de notre étoile de départ qu'est Vindemiatrix, à environ 5° en dessous se trouve une étoile assez faible - mais visible à l’œil nu- qui s'appelle Rho Vir, de magnitude 4.5, nous nous positionnons dessus et il nous reste alors qu'à remonter légèrement d'environ 1 fois et demie le champ d'un Nag13 (soit 1.2°) pour tomber nez à nez avec notre première galaxie de la Vierge : M60.

En fait, si vous êtes muni d'un grand champ, il est fort probable que vous voyez non pas que M60 mais aussi une seconde Messier qui est M59, et c'est heureux puisque ces deux là nous indiqueront le chemin pour arriver à notre troisième, et plus : il suffit de tirer un trait entre M60 et M59 et de déplacer son rocker doucement sur cet axe imaginaire pour parvenir à M58. A partir de M59, il faut parcourir deux fois la distance séparant M60 et M59, facile, non ?

Mon axe magique de la Vierge et son triangle équilatéral (carte Stellarium)

Mais on ne va pas s'arrêter en si bon chemin, on reste sur cette route galactique, cet axe peuplé de tant de centaines de milliards d'étoiles. A partir de M58, on parcourt en ligne droite la même distance qui sépare M60 de M58, vous suivez ? On peut (on doit) évidemment revenir en arrière pour prendre à la fois la direction et la distance en mémoire dans le poignet. Et que trouve-t-on donc ici ? Un monstre. M87, énorme galaxie elliptique, l'une des plus massives galaxies connues, dans laquelle se tapit un trou noir gigantesque, je l'imagine en regardant M87 en son centre...

Les brebis ne se sont toujours pas sauvées, alors je peux tranquillement poursuivre ma rando. Et on va faire un peu de trigonométrie, en plus.

Comme vous vous souvenez parfaitement ce qu'est un triangle équilatéral, vous pouvez suivre mon conseil pour trouver deux autres galaxies à partir de M58 et M87. Il vous faudra imaginer un triangle quasi-équilatéral donc (trois côtés de même longueur, pour ceux qui ont oublié), dont l'un des côtés a pour sommets justement nos deux dernières rencontres M58 et M87. Assez facilement, vous trouverez comme moi M90 au troisième sommet. Et ce triangle nous est fort utile car dans son centre (ou presque) se trouve une autre galaxie, en la personne de M89.

La chaîne de Markarian. Credit NASA

L'enchainement Markarian

La soirée avance fébrilement, il doit faire encore plus de 20° alors que la radio couine pour couvrir le bruit des loups dévorant de frêles brebis, il est temps d'attaquer la fameuse chaîne de Markarian.

Pour faire dans le classique, il est de bon ton de parcourir cette chaîne de galaxies très proches les unes des autres en commençant par le "bas", à savoir le couple M84-M86, très caractéristique, qui tiennent bien dans le Nag13.

Pour les trouver très rapidement, rien de plus simple ! Ma méthode est la suivante : je reviens sur mon beau triangle "équilatéral", qui ne l'est pas vraiment : M58-M87-M90 et je me repositionne sur M58. De là, je reprends mon axe magique, celui que nous avons suivi depuis le début, depuis M60... et je me déplace vers M87, que je survole en continuant le même axe, sur la même distance séparant M58 de M87. Ok ? Là, on tombe sans coup férir sur le couple M84-M86. C'est chouette, les Dobson.

Après, ce n'est que promenade de galaxie en galaxie, les membres de la chaîne de Markarian sont si proches les unes des autres qu'il suffit de sauter de l'une à l'autre en suivant le mouvement, en remontant, donc. On passe tout d'abord sur le joli couple NGC 4435 et NGC 4438, puis  un autre couple NGC 4458 (faible) et NGC 4461, puis on poursuit légèrement en courbe pour tomber sur NGC 4473 puis un peu plus loin sr NGC 4477.

Je décide alors d'extrapoler le chaîne et de décréter qu'il y en a encore une qui en fait partie, M88, il faut, pour la trouver, prolonger la courbure de quelques degrés, M88 est une belle spirale, de taille conséquente.

Les amas du Scorpion

Il est tant de quitter la constellation de la Vierge pour aller voir si j'y suis du côté du Scorpion qui commence à être suffisamment haut dans le ciel pollué de lumière vers mon horizon sud... Je voulais me faire quelques amas avant de finir cette soirée à dominante galactique. Et devinez ce que je suis allé voir ? Je vous le donne en mille : M4, tout juste situé aux côtés d'Antarès, probablement l'amas globulaire le plus facile à localiser.

Et puis, il y aussi un globulaire plus petit qui avait retenu mon attention, un peu au dessus d'Antarès, dans la tête de l'arachnide : M80.

Étant là dans le Scorpion, je ne pouvais pas m'empêcher juste après ça de me rincer l'oeil gauche sur quelques fameux amas ouverts, je redecendis donc aller voir presqu'au niveau de l'horizon, le Dob pratiquement à l'horizontale, les fabuleux M7, M6, peut-être parmi les plus beaux amas ouverts du ciel d'été...

Détour final par le Sagittaire

Pour vraiment finir ce périple foisonnant, je tourne légèrement mon rocker vers la gauche pour me coller dans le sagittaire tout proche, des grands classiques pour ce soir : la nébuleuse de la Lagune, alias M8, qui est visible à l’œil nu, mais qui se transcende évidemment dans le grandissement 92X de mon Nag13 mm.

Et, last but not least, and very last, après je remballe, je ne résiste pas à plonger dans le plus vaste amas globulaire du monde, de la Terre, avec sa distance de seulement 10000 années lumières, le beau M22, situé tout près du sommet du couvercle de notre chère théière...

Et voilà, il est temps de quitter la garrigue avant que les brebis perdues ne viennent définitivement bouleverser ma soirée si prolifique, je suis bien heureux d'avoir retrouvé mon ciel et ces milliards d'étoiles regroupées dans de si belles galaxies.

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Attention, une Galaxie peut en cacher une Autre

C'est tout simplement beau, c'est du Télescope Hubble tout craché ça, mais que c'est beau... Cet objet peu banal est numéroté NGC3314, et plus exactement NGC3314A et NGC3314B, car il s'agit bien de deux galaxies spirales, et complètement différentes sans aucune interactions entre elles, car vues tout simplement en superposition, 23 millions d'années lumières les séparant.

La première (la A) d'entre elles se trouve à peine à 117 millions d'années lumières, je vous laisse calculer où se trouve celle de derrière! en attendant, moi, j'admire....

NGC 3314A et 3314B, l'une devant l'autre, vues par le télescope Hubble. Crédit : Nasa/ESA/HHT/C&E Photos

 

source : Ciel&Espace

Le Boson de Higgs Montre ses Moustaches, le 9 Juillet...

SUITE A UN TROP GRAND NOMBRE DE SPECTATEURS, UNE AVANT-PREMIÈRE DE LA PIÈCE EST ORGANISÉE LE 4 JUILLET A 9H00 (LOCAL TIME) 

ET AURA LIEU EN SUISSE,  

PENDANT QUE TOUS LES ACTEURS SERONT EN AUSTRALIE...

 retransmission prévue sur http://webcast.cern.ch

Réservez vos places dès aujourd'hui pour le grand spectacle :

"Le Boson de Higgs montre ses Moustaches", 

 

Melbourne (Australie), 

Lundi 9 Juillet à partir de 9h [heure locale]

(première session plénière)

Tenez-le vous pour dit!...

ICHEP2012 - 36th International Conference for High Energy Physics  Melbourne, 4 - 11 juillet 2012

H    I    G    G    S

Des Trous Noirs Supermassifs Errants : Flippant.

Nous venons d'apprendre par des astrophysiciens du Chandra X-Ray Observatory qu'il peut exister des trous noirs supermassifs nomades... C'est à dire des trucs qui engloutissent tout sur leur passage, on le sait, qui font plusieurs millions, voire plusieurs milliards de fois la masse du soleil et qui errent en dehors de leur galaxie d'origine, et ça à des vitesses démentes...

CID-42  (crédit NASA)

Mais comment une chose comme celle-là est-elle possible ? Déjà, revenons à l'origine de cette découverte, l'objet étonnant qu'ont regardé de près ces chercheurs. Il s'agit d'une galaxie difforme qui s'appelle CID-42, rien à voir a priori avec Corneille.

Elle est difforme car elle semble posséder optiquement deux noyaux. Il s'agit en fait du résultat de la fusion de deux galaxies spirales qui chacune comportait un gentil trou noir supermassif dans son centre, comme l'araignée tapie au centre de sa toile.

Oui, mais voilà qu'en se rapprochant de plus en plus dans la fusion des deux galaxies, les deux trous noirs se mettent à tourbillonner l'un autour de l'autre et le spectacle devient démentiel lorsque les deux trous finissent par fusionner en eux. Mais la fusion des trous noirs étant quelque peu violente et asymétrique, il en résulte des sortes de grosses vibrations du trous noir super-supermassif résultant, le tout libérant une colossale dose d'ondes gravitationnelles, toujours de manière asymétrique. 

CID-42 est en fait non pas le nom de cette galaxie mais celui de la source de rayons X qui en sort. Et le petit problème, c'est que la source de rayons X n'est pas là où on pourrait l'attendre. Elle semble clairement s'éloigner du nouveau centre galactique, et à plusieurs millions de kilomètres/heure. Oui, plusieurs millions.

Pour bien comprendre comment on peut arriver à ce qui est observé aujourd'hui, les miracles de l'informatique ont été conviés pour simuler l'histoire passée de cette collision. Et Laura Blecha de Harvard, nous offre cette magnifique illustration du modèle que j'ai décrit ci-dessus et que proposent les astronomes de Chandra :

Des deux noyaux brillants, seul celui qui s'échappe émet des rayons X, c'est donc le trou noir. L'autre noyau brillant est simplement un gros amas d'étoiles sans la moindre trace de trou noir dedans...

Si tout ce modèle s'avère correct, ça voudrait dire qu'il peut exister un peu partout des tas de trous noirs gigantesques qui se promèneraient entre les galaxies, qui vagabonderaient comme de pauvres erres à la recherche de matière à engloutir. Ces objets ne seraient pas forcément d'une taille très importante, quelques dizaines d'unités astronomiques de diamètre, mais engloutiraient tout sur leur passage en accrétant étoiles et gaz et crachant foison de rayons X au passage...

Voir aussi : tag Trou Noir

Un Phénomène Astrophysique Etrange il y a 1237 ans

Que s’est-il donc passé il y a 1237 ans ? C’était en 775 et quelque chose s’est passé quelque part là-haut… Quelque chose de très énergétique.

Des chercheurs japonais ont fait une découverte surprenante en étudiant des arbres. Les arbres permettent de voir dans le passé grâce à leurs cernes, ces anneaux qui se succèdent à la surface des troncs année après année.

Ce qu’ils ont pu voir sur des cèdres millénaires, c’est que pour la cerne correspondant à l’année 775 et les quelques suivantes, le taux de Carbone 14 était 20 fois plus important que la normale !...

Quel rapport avec un phénomène astrophysique, pensez-vous… Il faut évoquer là l’origine du carbone-14.

Le carbone-14 est un isotope du carbone qui n’existe pas vraiment à l’état naturel, il n’est pas stable, il est produit en continu et disparaît également en continu par radioactivité béta. Par quoi est-il produit et comment ? Essentiellement à partir de l’atome d’azote-14 qui compose à lui seul près de 78% de l’atmosphère : des neutrons énergétiques issus de réactions de rayons cosmiques (rayons gamma) viennent faire des réactions dites de spallation sur les atomes d’azote : le neutron incident éjecte un proton du noyau d’azote et prend sa place : l’atome d’azote-14 devient un atome de carbone-14.

Comme tous les atomes de carbone, qu’il soit carbone-12 (normal) ou carbone-14 (radioactif), ils peuvent ensuite être incorporés par les plantes et les animaux (qui mangent les plantes).

Le nombre d’atomes de carbone-14 sur terre dépend donc directement ou indirectement du flux de rayons cosmiques impactant la haute atmosphère. Nous y voici…

Les cernes des arbres permettant de faire une sorte de photo année après année de la quantité de carbone-14 présent, cela revient alors à suivre l’évolution du flux de rayons gamma nous arrivant chaque année.

Pour expliquer l’origine de ce phénomène mystérieux, les chercheurs japonais proposent deux hypothèses : soit une très forte éruption solaire ou bien une grosse explosion de supernova très proche de nous. Pour en arriver à ces deux hypothèses, nos chercheurs ont étudié de très près les cernes juste voisines de celle de 775, et ils ont pu déterminer avec certitude que l’événement à l’origine de cette brutale augmentation de carbone-14 s’est déroulé sur moins d’un an. Un tel événement aussi rapide ne pouvait être qu’un phénomène de ce type.

Ce qui a renforcé leur idée est l’existence de traces d’un autre isotope, lui aussi d’origine cosmogénique, le Be-10, présent en quantité un peu trop grandes dans les glaces de l’Antarctique vers cette même époque (mais la datation y est plus délicate). Le phénomène serait donc bien global à l’ensemble de la planète.

Variation du taux de Carbone-14 (Nature)

Alors comment trancher entre éruption solaire monstrueuse et supernova très proche ? Et bien il suffit de chercher des traces, des résidus sur la base de phénomènes similaires connus. Ils se sont penchés par exemple sur les supernovæ bien connues de 1006 et de 1054 (devenue depuis la nébuleuse du crabe) et ont montré qu’il n’y avait pas la moindre augmentation de carbone-14 pour ces années-là… Puis ils ont calculé l’énergie totale des rayons gamma qui auraient dû être émise par une telle supernova si elle était à la même distance que SN 1006 (2 kpc). Résultat : 3 × 10⁵¹ erg, soit 100 fois plus que ce que produit une supernova normale. Donc cette hypothétique supernova devrait être beaucoup plus proche que 2 kpc…

C’est alors que l’on cherche les rémanents de supernova qui sont situés à de telles distances relativement proches, et on en trouve aucun…

D’autre part, aucune mention historique de quelque civilisation que ce soit ne fait état vers 775 de l’apparition d’une telle étoile qui serait visible en plein jour.

Reste alors la piste de l’éruption solaire, qui est aussi appelé Solar Proton Event. Les physiciens ont simulé les interactions des protons solaires en prenant en compte tous les effets de champs magnétiques possibles et imaginable, pour calculer l’énergie totale des protons nécessaire pour la production de cette fameuse augmentation de carbone-14. L’énergie estimée, à l’arrivée sur Terre est de 8 × 10²⁵ erg, ce qui implique une énergie au point de départ (sur le Soleil) de 2 × 10³⁵ erg, ce qui doit être comparé avec l’énergie d’un SPE classique qui n’est que de 10²⁹ à 10³² erg, donc 2000 à 2 millions fois plus énergétique…

Ils en déduisent qu’il se pourrait qu’un SPE soit à l’origine d’une augmentation de carbone-14 dans les arbres simultanément avec une augmentation de Be-10 dans la glace, mais il faudrait que le spectre en énergie soit beaucoup plus « dur » (à haute énergie) que ce qui a jamais été observé. Mais comme le soleil n’est pas susceptible de connaître des super-éruptions de par ses caractéristiques, et qu’aucune trace de super éruption n’existe (extinction massive d’espèces, aurores exceptionnelles, trou d’ozone non anthropique, …) cette hypothèse est finalement très peu probable.

La conclusion que donnent les chercheurs japonais est qu’ils ne savent pas. Ils peuvent juste dire qu’ils sont certains qu’un événement extrêmement énergétique a eu lieu sur Terre en 775 mais sans en connaître l’origine.

Ils attendent maintenant de l’aide de futures recherches à la fois historiques (des mentions dans des manuscrits anciens), physiques (études des isotopes dans les glaces antarctiques) et bien sûr astrophysiques avec la recherche de rémanents de supernova qui seraient encore non détectés…

Source : Nature (3 juin 2012)

2 Erreurs Expérimentales pour OPERA, deux !

Alors ça y est, la collaboration OPERA a enfin admis l'erreur expérimentale qui les avait conduit à faire l'annonce rocambolesque que l'on sait à l'automne dernier. C'est au cours d'une conférence sur la physique du neutrino qui se déroule en ce moment-même à Kyoto (NEUTRINO 2012) que les physiciens de OPERA ont détaillé l'origine de leur erreur. 

Semaine à venir idoine

Moi, quand je vois ça et que je sais que la Lune est vieillissante, j'ai comme qui dirait un Dobson qui me démange... La semaine qui vient promet d'être intéressante du point de vue de l'observation.

Allez, faut potasser un peu le Pocket Sky Atlas...

Dobson Sky Watcher 254 mm F/4.7 TV Nagler 13 mm, TV Nagler 3.5 mm, HR planetary 5 mm, Plössl 10 mm, Plössl 25 mm, Barlow TV x2 filtres Moon et OIII, Guided by Telrad

Vénus : Un Grain de Beauté sur le Soleil

Clichés pris ce matin à Pertuis, Canon EOS1000D, 250 mm, 1/4000 s, F22

Les Mystères de l'Astronomie (8/8) : Pourquoi la Couronne Solaire est-elle si Chaude ?

La revue Science en fait sa couverture cette semaine : les Mystères de l'Astronomie... Les rédacteurs de la célèbre revue américaine ont sélectionné, sur l'avis de nombreux spécialistes, 8 mystères astrophysiques, qui sont aujourd'hui incompris et qui devraient pouvoir être élucidés par l'observation, à moins qu'ils ne le soient jamais. Ils restent autant de questions très intrigantes... Nous allons passer en revue un à un ces grand mystères d'aujourd'hui.

8/8 : Pourquoi la Couronne Solaire est-elle si Chaude ?

Oui, le soleil est chaud, vous le saviez. 15 millions de degrés Kelvins dans son cœur fusionnant de l'hydrogène et très exactement 5780 °K à sa surface visible. Mais depuis un bon siècle, les astrophysiciens ne comprennent pas comment il se fait que la couronne, cette couronne de lumière entourant notre astre préféré, qu'on peut apercevoir lors d'éclipses totales, que cette couronne disais-je, puisse atteindre une température aussi élevée que 1 million de degrés, voire plus.

Les Mystères de l'Astronomie (7/8) : Pourquoi le Système Solaire est-il si Bizarre ?

La revue Science en fait sa couverture cette semaine : les Mystères de l'Astronomie... Les rédacteurs de la célèbre revue américaine ont sélectionné, sur l'avis de nombreux spécialistes, 8 mystères astrophysiques, qui sont aujourd'hui incompris et qui devraient pouvoir être élucidés par l'observation, à moins qu'ils ne le soient jamais. Ils restent autant de questions très intrigantes... Nous allons passer en revue un à un ces grand mystères d'aujourd'hui.

7/8 : Pourquoi le Système Solaire est-il si Bizarre ?

On a désormais pris l’habitude d’entendre parler de planètes étranges tournant autour d’étoiles lointaines, des petites Jupiter, des grosses Neptunes, des exoTerres, chaudes pour les unes, froides pour les autres, bref, des mondes étonnants. Mais on oublie peut-être bien vite que les mondes les plus étranges se trouvent tout près de nous, au sein même de notre système solaire.

Les Mystères de l'Astronomie (6/8) : D'où viennent les Rayons Cosmiques Ultra-Energétiques ?

La revue Science en fait sa couverture cette semaine : les Mystères de l'Astronomie... Les rédacteurs de la célèbre revue américaine ont sélectionné, sur l'avis de nombreux spécialistes, 8 mystères astrophysiques, qui sont aujourd'hui incompris et qui devraient pouvoir être élucidés par l'observation, à moins qu'ils ne le soient jamais. Ils restent autant de questions très intrigantes... Nous allons passer en revue un à un ces grand mystères d'aujourd'hui.

6/8 : D'où viennent les Rayons Cosmiques Ultra-Energétiques ?

C'était il y a 50 ans. Les physiciens virent une particules qui n'aurait jamais du exister. Un rayon cosmique atteint un détecteur de l'expérience appelée Volcano Ranch, avec une énergie de 10²⁰ eV, soit 100 exa-électronvolts, une énergie si gigantesque pour ne particule qu'aucun phénomène connu ne pouvait lui avoir donner naissance. Près de 30 ans plus tard, un autre du même genre fut détecté dans le détecteur Fly's Eye dans l'Utah, avec une énergie encore plus élevée (300 EeV). La particule, un proton voyageant pratiquement à la vitesse de la lumière, avait l'énergie cinétique d'une balle de tennis lancée à 100 km/h. Les physiciens américains l'appelèrent la particule OMG (oh my god!).

Les Mystères de l'Astronomie (5/8) : Qu'est ce qui a Réionisé l'Univers ?

La revue Science en fait sa couverture cette semaine : les Mystères de l'Astronomie... Les rédacteurs de la célèbre revue américaine ont sélectionné, sur l'avis de nombreux spécialistes, 8 mystères astrophysiques, qui sont aujourd'hui incompris et qui devraient pouvoir être élucidés par l'observation, à moins qu'ils ne le soient jamais. Ils restent autant de questions très intrigantes... Nous allons passer en revue un à un ces grand mystères d'aujourd'hui.

5/8 : Qu'est ce qui a réionisé l'Univers ?

Le modèle standard de la cosmologie, avec son histoire BigBangesque qui eut lieu il y a 13,7 milliards d'années a été confirmé sous de nombreux angles (mais pas tous) depuis plusieurs décennies. L'histoire qu'il raconte est simple : une époque primordiale (très mal connue), suivie d'une expansion associée à un refroidissement général; des irrégularités de densité primordiales qui se sont développées pour produire les structures de matière que nous connaissons aujourd'hui. 380000 ans après l'événement initial, la température devient suffisamment faible pour que les protons et les électrons restent associés par la force électrique, s'ensuit la libération des photons qui ne sont plus en équilibre avec les électrons. Ils forment le fond diffus cosmologique que nous connaissons.

Schéma des phases d'évolution de l'Univers (NASA)

Un pan de l'histoire des atomes d'hydrogène (protons+électrons) est moins connu :  quelques millions d'années après cette première lumière, quelque chose à réionisé les atomes, séparant à nouveau électrons et protons. Et cette fois, l'expansion les avait suffisamment dispersés pour qu'ils puissent se recombiner, et cette soupe de particules (plasma) était aussi assez diluée pour que les photons de lumière puissent la traverser sans interagir trop.

Mais qu'est ce qui a produit cette soudaine réionisation ? Personne ne sait avec certitude. On parvient d'une part à observer le CMB (fond diffus cosmologique) et les plus anciennes galaxies observées datent d'environ 800 millions d'années post-BigB. Mais la réionisation se situe entre les deux, durant cet âge sombre au cours duquel les premières étoiles et galaxies se sont formées, et que les astronomes ne parviennent pas (encore) à voir.

Une piste qui semblait sérieuse était que l'énergie nécessaire à cette ionisation proviendrait de rayonnement ultra-violet émanent des premières étoiles des premières galaxies. Dans cette théorie, les galaxies produiraient des sortes de bulles d'hydrogène ionisé qui grossiraient jusqu'à fusionner et faire disparaître tout l'hydrogène neutre.

Mais malheureusement, les astrophysiciens en étudiant et extrapolant à partir des galaxies très distantes et celles plus proches en arrivent à la conclusion qu'ils n'y avait pas assez de galaxies pour fournir l'énergie UV nécessaire.

Une alternative pourrait être apportée par d'autres objets astrophysiques comme par exemple des trous noirs supermassifs ou encore des particules de matière noire s'annihilant, capables de mener à une destruction de l'hydrogène neutre.

Les réponses ne peuvent venir qu'en allant voir les galaxies les plus lointaines (jeunes), c'est tout l'enjeu des très grands télescopes qui vont voir le jour dans les prochaines décennies, qui devraient pouvoir atteindre des galaxies à 300 millions d'années post-BigB. Le télescope James Webb, devant être mis en orbite vers 2018 devrait même pouvoir atteindre des galaxies à 200 millions d'années post-BigB.

Certains astronomes, au lieu de chercher des objets pouvant être à l'origine de la réionisation de l'hydrogène, se sont engagé dans une démarche plus élégante : regarder l'hydrogène lui-même.

Vue d'artiste du SKA (SKA Project Development Office)

L'hydrogène neutre possède une caractéristique que n'a pas l'hydrogène ionisé : une raie spectrale, de longueur d'onde de 21 cm.

Ces photons de l'hydrogène émis très loin dans le temps et l'espace voient leur longueur d'onde étirée à plusieurs mètres par l'expansion cosmique (phénomène de décalage vers le rouge, ou redshift). En essayant de capter ces photons à différents redshifts avec des radiotélescopes, eux aussi toujours plus grands, les astronomes espèrent pouvoir cartographier les frontières des bulles d'hydrogène ionisé autour des galaxies et ainsi pouvoir déterminer l'origine de l'ionisation. Par exemple, comme les trous noirs émettent à la fois des rayons X et des rayons ultra-violet, ils doivent ioniser le milieu plus uniformément que d'autres source ne le feraient.

Les observations détaillées devront sans doute attendre le puissant radiotélescope Square Kilometer Array (SKA) que vont se construire l'Australie et l'Afrique du Sud dans la prochaine décennie.

Mais il existe aussi une autre approche qui pourrait apporter quelques réponses plus rapidement, c'est d'étudier comment l'hydrogène s'est refroidi après avoir été chauffé dans le processus de réionisation. Du gaz chaud qui se serait refroidi lentement suggérerait que la source de réionisation pourrait être des quasars, fournissant des rayonnement beaucoup plus énergétiques que les simples étoiles. 

Comme le refroidissement affecte la façon qu'a l'hydrogène d'absorber la lumière, les astrophysiciens peuvent mesurer la température du gaz en regardant comment il modifie la lumière d'objets plus distants comme des quasars. Cette technique paraît plus simple que la traque à la raie de 21 cm décalée vers le rouge, mais son inconvénient est qu'elle ne marche vraiment que pour des zones entièrement ionisées, du coup elle ne permet que de voir ce qui se passe tout juste après la période de réionisation, et pas pendant...

Ces champs de recherche doivent explorer toutes les techniques possibles et imaginables, tant la zone recherchée reste obscure et pourtant cruciale pour comprendre la continuité de l'évolution de l'Univers.

Source :

science, vol 336 (1 June 2012)

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