L'exoplanète qui se prend pour une comète

Quand on parle d'exoplanètes, il ne faut pas être surpris de ce qu'on découvre . Les cas étant par nature extrêmement nombreux et différents les uns des autres, toutes les configurations semblent exister. C'est donc un tout nouveau phénomène qui vient d'être mis en évidence par une équipe d'astronomes suisses et français : une planète de la taille de Neptune qui est en train de perdre des gigantesques quantités de gaz (de l'hydrogène), formant autour d'elle comme une énorme chevelure cométaire.

Vue d'artiste de GJ436b et sa chevelure de gaz
(D.Ehrenreich / V. Bourrier (Université de Genève)
A. Gracia Bern (Universität Bern))

Il s'agit d'une exoplanète nommée GJ 436b, elle a une masse 23 fois plus grande que celle de la Terre et possède une période orbitale autour de son étoile de 3 jours seulement, à une distance de la Terre de seulement 33 années-lumière. GJ 436b est extrêmement proche de son étoile et est de fait très chaude. Les astronomes y ont détecté la présence d'une atmosphère, mais celle-ci est en train de s'échapper dans l'espace, formant une vaste traînée. Il semble que l'étoile proche a chauffé l'atmosphère à un tel niveau que l'hydrogène s'est évaporé, mais le rayonnement stellaire n'est pas suffisant pour souffler tout ce gaz, qui reste alors comme accroché gravitationnellement à GJ 436b, sous la forme d'une traînée.

David Ehrenreich de l'université de Genève et ses collègues publient leur découverte dans la revue Nature cette semaine, et ils y montrent comment ils sont parvenus à détecter cet énorme nuage de gaz par l'absorption de la lumière UV qu'il produit lorsqu'on regarde l'étoile en arrière plan. Ils ont pour cela exploité le télescope spatial Hubble, toujours lui, car étant le seul outil qui permet d'imager de tels objets dans les longueurs d'ondes ultra-violettes. Cette vaste chevelure gazeuse est indétectable en lumière visible...

L’évaporation sur GJ 436b est certes spectaculaire, mais elle ne menacerait pas l'existence de son atmosphère. Les chercheurs estiment que depuis sa naissance il y a plusieurs milliards d'années, GJ 436b aurait perdu seulement 10% de son atmosphère.

En revanche, ce type de mécanisme pourrait  fournir une explication à l'existence de planètes rocheuses en orbite très proche de leur étoile, et qui ne seraient que des résidus de cœurs de planètes anciennement gazeuses, et qui auraient été complètement dépouillées de leur gaz par échauffement/évaporation. 

vue d'artiste de GJ 436b (NASA/ESA)

Les astronomes sont d'ores et déjà enthousiasmés par ce type d'observations et on les comprend car elles pourraient à terme permettre d'analyser plus facilement la composition des atmosphères d'exoplanètes, voire de mettre en évidence la présence d'océans liquides en train de s'évaporer, comme sur des superTerres légèrement plus chaudes que  notre planète en train de subir le même sort... Cette évaporation massive d'hydrogène apporte également un indice sur un phénomène qui a pu avoir lieu sur Terre il y a plusieurs milliards d'années, quand l'hydrogène y était encore très abondant, et qui a disparu depuis...

On sait maintenant que les planètes aussi peuvent prendre l'apparence des comètes. Ce qui est sûr, c'est qu'il ne faut pas être trop surpris avec les exoplanètes, car nous n'en sommes pas au bout, loin de là...


Référence : 
A giant comet-like cloud of hydrogen escaping the warm Neptune-mass exoplanet GJ 436b
David Ehrenreich et al.
Nature 522, 459–461 (25 June 2015)

EURECA : les Européens s'Unissent pour Dénicher la Matière Noire

Prenez des physiciens français du CEA et du CNRS, des allemands du Karlsruhe Institute of Technology et de plusieurs universités , des anglais des universités d'Oxford et de Sheffield, des espagnols, des russes, des slovaques, prenez les meilleurs spécialistes de la détection directe de matière noire, issus de trois grandes expériences européennes jusqu’alors concurrentes comme EDELWEISS, CRESST et ROSEBUD, mélangez le tout soigneusement et vous obtiendrez la future grande expérience européenne de recherche de matière noire directe, celle qui va enfin porter de l’ombre aux américains arrogants de LUX et SuperCDMS.

Schéma du design de l'expérience EURECA pour la recherche
directe de matière noire (collaboration EURECA)

Cette nouvelle collaboration très européenne s’appelle EURECA, et c’est tout ce qu’on leur souhaite, qu’ils trouvent enfin ces WIMPs. Le concept du design de la nouvelle manip vient d’être publié dans Physics of The Dark Universe, ce qui signifie la concrétisation de cette nouvelle collaboration scientifique à l'échelle du continent, et on peut dire que l’ambition est au rendez-vous. 

L’objectif de EURECA est d’exploiter un multidétecteur cryogénique de 1 tonne. Mais pas n’importe quel multidétecteur, les différentes expériences préexistantes vont mettre en commun toutes leurs technologies développées jusque là chacune dans son coin. Et le futur détecteur sera ainsi à l’image des membres de la nouvelle collaboration : il sera composite, comportant à la fois des bolomètres semiconducteurs de germanium, ceux développés par les français de EDELWEISS, et des scintillateurs bolométriques de tungstate de calcium, ceux développés par les allemands de CRESST, avec la grande expertise des anglais de ROSEBUD.

Le détecteur FID800 de EDELWEISS
(in2p3/CSNSM)

Le déploiement de EURECA devrait se faire en deux phases, une première phase rassemblant 150 kg de détecteurs, pour une durée de 1 an, puis la seconde phase arrivant avec l’ajout de 850 kg de détecteurs supplémentaires, pour une durée minimale de 3 ans. Car le système envisagé est très polyvalent et très modulaire. Ce qu’on appelle le ‘détecteur’ est en fait composé d’une multitude de petits détecteurs dont le signal mesuré est mis en commun pour en former un gros. 

Les physiciens européens vont reprendre le concept développé aux Etats-unis pour le blindage indispensable devant entourer les détecteurs pour absorber tous les rayonnements parasites autres que ceux recherchés : une énorme cuve remplie d’eau ultra-pure servira  ainsi de réceptacle aux précieux détecteurs cryogéniques. Pas moins de 3 m d’eau seront ainsi intercalés dans toutes les directions entre les détecteurs et l’extérieur, où pullulent encore quelques photons gamma, quelques neutrons et quelques muons malgré la profondeur du laboratoire souterrain…

Les photons seront absorbés par les 3 mètres d’eau, les neutrons seront ralentis puis finalement absorbés par l’hydrogène de l’eau, et enfin, les muons seront repérés par la lumière Cherenkov qu’ils laisseront dans ces gros réservoirs munis de nombreux photomultiplicateurs pour enregistrer le moindre photon de lumière.

Tours de détecteurs cryogéniques de CRESST
(Technische Universität München)

Le point commun des deux types de détecteurs prévus, semiconducteurs et scintillateurs est qu’ils fonctionnent à des températures cryogéniques. Ce sont des bolomètres. Certes améliorés, mais leur signal principal est l’élévation de température produite par l’interaction (rare !) d’une WIMP. A ce signal de chaleur s’ajoute un signal d’ionisation pour le germanium et un signal lumineux pour le tungstate de calcium. Ils seront refroidis à des températures extrêmes, de l'ordre de 10 millièmes de kelvins (10 millièmes de dégrés au dessus du zéro absolu), grâce à un cryostat à dilution (utilisant un mélange de deux isotopes de l'hélium (He-3 et He-4) faisant un volume de 6 mètres cubes...

Au fait, EURECA est un acronyme, comme vous avez pu l'imaginer, il signifie : European Underground Rare Event Calorimeter Array. Les physiciens ont une préférence pour s'implanter dans un laboratoire souterrain européen, le laboratoire souterrain de Modane en particulier, qui devrait être agrandi et offrir ainsi toute la place nécessaire, et qui est non seulement le laboratoire souterrain le plus profond d'Europe mais aussi le terrain de jeu actuel des français de EDELWEISS. Mais les physiciens ont tout prévu dans leur design, les dimensions et les équipements nécessaires prévus ont été choisi pour pouvoir être adaptables à n'importe quel laboratoire souterrain, comme par exemple le canadien SNOLAB, qui offre une profondeur encore plus importante.

Parlons performances maintenant. Bien évidemment, les physiciens, avec un design d'expérience sur le papier, parviennent à prédire ce qu'ils pourront obtenir en termes de sensibilité.
Le critère important est la valeur de la section efficace WIMP-nucléon potentiellement atteignable. On se rappelle qu'en 2013, l'expérience américaine LUX avait explosé tous les records en descendant jusqu'à une section efficace de 10^-45 cm², soit 10^-9 picobarns. Et bien, EURECA dans sa version complète 1 T, prévoit d'atteindre une section efficace encore 50 fois plus faible : 2.10^-11 picobarns...

Pas chiens, les européens proposent en outre de prêter leur futur cryostat à toutes les manips exploitant des détecteurs ayant besoin de tels refroidissements extrêmes dans un tel environnement à ultra-basse radioactivité.

La concrétisation du projet EURECA est en tous cas une très bonne nouvelle pour la recherche européenne en physique des astroparticules. Maintenant que les européens se mettent à travailler ensemble, les américains et les WIMPs ont du soucis à se faire...

Source :
EURECA Conceptual Design Report 

The EURECA Collaboration
G. Angloher, E. Armengaud, C. Augier, A. Benoit, T. Bergmann, J. Blumer, A. Broniatowski, V. Brudanin, P. Camus, A. Cazes, M.Chapellier, N. Coron, G.A. Cox, C. Cuesta, F.A. Danevich, M. DeJesus, L. Dumoulin, K. Eitel, A. Erb, A. Ertl, F. von Feilitzsch, D. Filosofov, N. Fourches, E. Garcia, J. Gascon, G. Gerbier, C. Ginestra, J. Gironnet, A. Giuliani, M. Gros, A. G¬ utlein, D. Hauff, S. Henry, G. Heuermann, J. Jochum, S. Jokisch, A. Juillard, C. Kister, M. Kleifges, H. Kluck, E.V. Korolkova, V.Y. Kozlov, H. Kraus, V.A. Kudryavtsev, J.-C. Lanfranchi, P. Loaiza, J. Loebell, I. Machulin, S. Marnieros, M.Martõnez, A. Menshikov, A. Munster, X.-F. Navick, C. Nones, Y. Ortigoza, P. Pari, F. Petricca, W. Potzel, P.P. Povinec, F. Probst, J.Puimedon, F. Reindl, M. Robinson, T. Rolon, S. Roth, K. Rottler, S. Rozov, C.Sailer, A. Salinas, V. Sanglard, M.L. Sarsa, K. Schaffner, B. Schmidt, S. Scholl, S. Sch¬ onert, W. Seidel, B. Siebenborn, M. Sivers, C. Strandhagen, R. Strauss, A. Tanzke, V.I. Tretyak, M. Turad, A. Ulrich, I. Usherov, P. Veber, M. Velazquez, J.A. Villar, O.Viraphong, R.J. Walker, S. Wawoczny, M. Weber, M. Willers, M. Wustrich, E. Yakushev, X. Zhang, A. Zoller

A paraître dans Physics of the Dark Universe

Le Point le Plus Froid de l'Univers

Dans deux ans, la station spatiale internationale (ISS) abritera le point le plus froid de l'Univers. En effet, c'est en 2016 que sera installé sur l'ISS le Cold Atom Laboratory (CAL) de la NASA, dont l'objectif est de fournir les températures les plus proches du zéro absolu.

L'ISS (NASA)

Le zéro absolu est situé à zéro Kelvins (ce qui fait -273,15 degrés celsius). La température du vide de l'Univers est celle du fond diffus cosmologique qui est le rayonnement qui baigne tout. Et ce rayonnement se trouve avoir une température de 2,7 Kelvins. C'est très chaud par rapport à ce que pourra offrir le CAL. Tenez vous : la température du CAL pourra descendre à 100 picoKelvin : un dix milliardième de degrés au dessus du zéro absolu...

A ces températures extrêmes, les notions de liquide, solide ou gazeux n'ont plus de sens. La matière se comporte comme une masse quantique au comportement peu commun, ce qu'on appelle un condensat de Bose-Einstein. C'est principalement pour étudier ces condensats de Bose-Einstein que le CAL a été conçu. Mais il s'agira non seulement de condensats à ultra-faible température, mais également en micro-gravité. 

Car l'un des très gros avantages d'utiliser un tel instrument en apesanteur, c'est que c'est justement la gravité sur Terre qui empêche de construire des chambres à refroidissement extrêmes sans devoir apporter des quantités d'énergie considérables pour fabriquer des champs magnétiques complexes pour contrecarrer le mouvement des molécules du fait de leur poids, même minuscule...

Schéma du Cold Atom Lab. (NASA/JPL/Cal-Tech)

Cela sera beaucoup plus aisé à bord de l'ISS, et ce n'est que dans ces conditions que pourront être atteintes des températures de l'ordre de 100 pK. C'est à ces températures que les physiciens pensent pouvoir créer dans le condensat des ondes de matière de la taille d'un cheveu, un phénomène quantique qui pourrait être visible à l’œil nu...

Là où les physiciens pouvaient réaliser une observation à très basse température durant 1 secondes en labo terrestre, ils pourront la faire durer 20 secondes dans le CAL. Une équipe de physiciens qui exploitera le CAL veut déjà faire des expériences inédites, comme par exemple mélanger deux condensats de Bose-Einstein, et ils ne savent pas encore du tout ce qui va se passer, dans de telles conditions hyper froides et en microgravité...

Le but de ces recherches est bien sûr de mieux comprendre cet état extrême de la matière. L'étude des condensats de B-E a déjà apporté quelques innovations dans le domaine de l'optique et des lasers, et le CAL pourrait y adjoindre de nouvelles contributions, en plus de créer le point le plus froid de l'Univers connu...

L'origine de l'Univers et le Mur de Planck par Etienne Klein

"Comprendre l'origine de l'Univers, c'est quoi ? C'est comprendre comment l'absence de toute chose, disons le "néant", est devenu une première chose... Parce que si vous dites qu'à l'origine de l'Univers, il y avait ceci ou cela, soit cette chose que vous mettez à l'origine est elle-même l'effet d'une cause qui l'a précédée et dans ce cas là, elle n'est pas l'origine, soit elle a toujours été là et à ce moment là, c'est l'Univers qui n'a pas d'origine... Penser l'origine de l'Univers, c'est penser la transition entre le non-être et l'être. Penser l'origine de l'Univers, c'est penser l'absence d'Univers. (...)"  Etienne Klein

La suite à regarder là : 

Les Trous Noirs Chaotiques de Stephen Hawking

Stephen Hawking s'est rendu célèbre dans les années 1970 grâce à ses travaux novateurs à l'époque sur les trous noirs. Il démontra en 1974 que les trous noirs pouvaient à terme s'évaporer. Tout se passe au niveau de l'horizon des événements du trou noir, la frontière invisible au-delà de laquelle même la lumière ne peut plus s'échapper du trou. Le rayonnement de Hawking, c'est ainsi que fut appelé ce rayonnement des trous noirs, vient d'un phénomène quantique. Les fluctuations quantiques du vide ont lieu partout tout le temps, elles sont dues au principe de base de la mécanique quantique qui stipule qu'on ne peut jamais connaître l'énergie exacte d'un système, l'énergie du vide fluctue dans le temps : des paires de photons se matérialisent à partir du vide puis disparaissent très rapidement en s'annihilant.

Stephen Hawking en apesanteur lors d'un vol Zero-G.

Le phénomène ayant lieu partout, il peut également avoir lieu juste à côté de l'horizon des événements d'un trou noir. L'une des deux particules "virtuelles" venant de se matérialiser peut donc tomber dans le trou tandis que sa particule jumelle peut partir du côté opposé, en dehors de l'horizon. Le trou noir vient de créer un rayonnement.

Ce mécanisme a été largement accepté par la grande majorité des physiciens théoriciens. Mais ce qu'ont eu beaucoup plus de mal a accepter les spécialistes, c'est le concept qu'introduisit Hawking deux ans plus tard, en 1976 et qui a mené à ce qui est appelé le Paradoxe de l'Information. 

Puisque ces paires de photons sont produites initialement ensemble, elles sont intriquées, au sens quantique du terme : les caractéristiques de l'une peuvent fournir de l'information sur l'autre. Dans la formulation originelle de Hawking, le rayonnement est aléatoire, il ne peut alors pas du tout permettre d'obtenir une information sur le trou noir.

Le paradoxe de l'information à une origine dans la thermodynamique. Le second principe de la thermodynamque dit que l'entropie d'un système ne peut jamais décroître. L'entropie peut être comprise comme la quantité d'information qui est nécessaire pour décrire un système. Un système bien ordonné est très facile à décrire, son entropie est faible. Un système désordonné nécessite plus d'information pour être décrit et son entropie est plus grande.

Lorsque la seconde loi de la thermodynamique énonce que l'entropie ne peut pas décroitre, elle signifie que l'information ne peut pas décroitre, l'information ne peut donc pas être détruite. 

Modélisation d'un trou noir (Alain Riazuelo)

Mais Hawking disait en 1976 que son rayonnement des trous noirs justement, de par sa nature, permettait à un trou noir de s'évaporer sans restituer toute l'information qu'il avait absorbée, l'information était détruite...

Ce paradoxe a occupé les théoriciens durant de très longues années, dans de longues batailles intellectuelles, jusqu'à ce que Stephen Hawking accepte de reconnaître dans les années 2000 que sa vision de destruction de l'information était erronée.

Mais le problème, c'est que la résolution de ce paradoxe de l'information mène à un nouveau paradoxe, le paradoxe du Firewall. Pour permettre au rayonnement de Hawking de transporter de l'information en dehors du trou noir, l'intrication des paires de particules virtuelles au niveau de l'horizon des événements doit être brisée. Les théoriciens ont montré que cette brisure d'intrication quantique devait produire une gigantesque énergie exactement au niveau de l'horizon des événements, un véritable mur de feu, empêchant tout objet, toute matière de traverser sereinement l'horizon du trou noir. 

Ce faisant, c'est la relativité générale qui est mise à mal : un tel firewall viole le principe d'équivalence d'Einstein qui stipule que toutes les zones de l'espace-temps sont équivalentes, et que l'on doit pouvoir traverser un horizon de trou noir sans s'en rendre compte... Non seulement le concept de firewall viole la relativité générale comme le paradoxe de l'information violait le principe de l'entropie, mais en plus un tel firewall empêche le trou noir de grossir par l'apport de matière.

Stephen Hawking à Cambridge (Doug Wheller, 2008)

L'esprit de Stephen Hawking étant encore vivace près de 40 ans après son premier coup d'éclat, il a décidé de s'attaquer à ces paradoxes des trous noirs, et vient de proposer une toute nouvelle idée dans un court article qu'il a publié seul, sur Arxiv. Il y expose, sans aucun équation, l'idée selon laquelle l'horizon des trous noirs pourraient n'être qu'apparent. Il introduit l'idée que la zone de la limite de l'horizon serait en fait sujette à d'intenses fluctuations qui rendrait cette zone chaotique, à l'image de l'atmosphère qui rend le climat imprédictible au delà de quelques jours. L'information peut alors effectivement s'échapper du trou noir dans le rayonnement Hawking, mais cette information se retrouve complètement brouillée par l'aspect chaotique de l'horizon des événements, irrécupérable en tant que telle. Il n'y a plus besoin de brisure d'intrication et donc de firewall...

Cette idée, qui est avant tout une idée jetée en pâture à tous les théoriciens intéressés, doit être maintenant formalisée en équations. Elle a le mérite de faire complètement disparaître les deux paradoxes, celui de l'information et celui du firewall. Bien sûr, elle ne fait pas disparaître les trous noirs, la nouvelle vision de Hawking, modifie juste les caractéristiques de leur horizon des événements.

Référence : 

Information Preservation and Weather Forecasting for Black Holes
S. W. Hawking
http://arxiv.org/abs/1401.5761

L’Antimatière Tombe-t-Elle ?

Cette question pourrait sembler loufoque, mais elle est très sérieuse. Actuellement en cours d’étude au CERN, elle pourrait révéler des surprises aux conséquences révolutionnaires.

Une particule et son antiparticule se ressemblent beaucoup. Elles ont la même énergie de masse, mais toutes leurs caractéristiques quantiques sont opposées : charge électrique, spin, isospin, moment magnétique.

Cela signifie que les forces électromagnétiques qui agissent sur les antiparticules ou que produisent ces dernières, sont exactement opposées à celles des particules correspondantes. Alors qu’un proton sera accéléré dans un champ électrique vers l’électrode « moins », l’antiproton sera accéléré dans le sens opposé. Alors qu’un électron tournera dans le sens des aiguilles d’une montre autour d’un champ magnétique, le positron (ou antiélectron), lui, tournera dans le sens contraire.

Schéma du principe de l'expérience AEgIS (CERN)

Il ne paraît pas dénué de sens de se poser la question : « qu’en est-il avec la gravitation ? ». La force de gravitation est-elle différente entre une particule et son antiparticule ? Cette question est d’autant plus intéressante que personne n’a encore pu y répondre expérimentalement.

Evidemment, on sait que la masse des antiparticules n’est pas négative. L’énergie de masse d’un positron est la même que celle d’un électron : 511 keV. 

Quand un électron rencontre un positron, c’est d’ailleurs bien deux photons de 511 keV chacun qui sont créés…

Mais la masse d’un objet ou d’une particule peut être vue deux manières : d’une part la caractéristique qui « subit » un champ de gravitation : la « masse inertielle », et d’autre part, la caractéristique qui « produit » un champ de gravitation autour d’elle : la « masse gravitationnelle ». Ces deux aspects ne sont pas forcément semblables entre une particule et son antiparticule. Le ratio masse gravitationnelle/masse inertielle vaut 1.0 pour la matière, un atome d’hydrogène par exemple.

Le principal but de l’expérience AEgIS (Antihydrogen Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy) au CERN est de mesurer directement (et pour la première fois) l’accélération gravitationnelle de la Terre (qui est de la bonne vieille matière) sur des atomes d’antihydrogène (de l’antimatière, donc).

AEgIS est une vaste collaboration qui regroupe des dizaines de physiciens d’un peu partout en Europe.

L’expérience utilise des atomes d’antihydrogène pour la bonne raison que les antiparticules les plus aisées à utiliser (positrons et antiprotons), prises seules, sont électriquement chargées. Or les forces électromagnétiques sont bien plus intenses que ne l’est la gravitation. On n’arrive tout simplement pas à voir l’effet de la gravitation sur une particule chargée.

Schéma du principe de déflectomètre de Moiré (AEgIS collaboration)

Il faut donc fabriquer spécialement des atomes d’antihydrogène, ce qui n’est pas du tout une mince affaire…

Pour fabriquer un faisceau d’atomes d’antihydrogène, les physiciens utilisent les antiprotons fabriqués au CERN pour les besoins du LHC et par de complexes manipulations, parviennent à leur ajouter des antiélectrons qui viennent presque naturellement se mettre en « orbite » des antiprotons pour former ce que l’on peut appeler de l’antihydrogène.

Ces différentes manipulations sont les suivantes :

•  Production de positrons (e+) à partir d’une source de sodium,
• Capture et accumulation d’antiprotons provenant du ralentisseur d’antiprotons du CERN, dans un piège de Penning,
• Production de positroniums (couple électron-positron en interaction électromagnétique de durée de vie très courte) par bombardement de positrons,
• Excitation des positroniums par laser,
• Recombinaison en antihydrogène par échange de charge entre les positroniums et les antiprotons refroidis (avec éjection des électrons).
•  Formation d’un faisceau horizontal par accélération Stark (champs électriques inhomogènes)

Le faisceau d’antihydrogène ainsi produit est horizontal. Il est ensuite envoyé (sous vide bien sûr) dans un dispositif qu’on appelle un déflectomètre de Moiré. Le déflectomètre de Moiré sépare le faisceau initial en deux faisceaux parallèles qui forment une structure périodique. C’est grâce à la mesure précise de cette structure périodique que les physiciens parviennent à évaluer le mouvement des antiatomes par rapport à l’horizontale.

Le déflectomètre est couplé à un détecteur sensible à la position des particules, et qui permet alors de mesurer la différence observée à l’arrivée de l’altitude par rapport à l’altitude d’origine du faisceau. Ensuite, l’intensité de la force de gravitation à l’œuvre est déterminée en connaissant le temps de vol de ces antiatomes entre le moment de leur formation et celui de leur arrivée.

Les physiciens peuvent en déduire si les atomes d’antihydrogène tombent comme de l’hydrogène, si ils tombent plus vite ou moins vite, ou bien si ils… montent !

Vue d'ensemble de l'expérience AEgIS (CERN)

Vous l’aurez compris, nous n’avons pas encore la réponse. L’expérience vient tout juste de démarrer et le processus d’élaboration du faisceau d’antiatomes comme on l’a vu est très complexe.

Pendant ce temps-là, une autre expérience, elle aussi installée au plus près des meilleures sources d’antiproton, au CERN, dénommée ALPHA, s’attache à mesurer les différences potentielles entre hydrogène et antihydrogène. ALPHA a développé pour cela un système élaboré de piégeage d’antihydrogène.

Grâce à leur système, les physiciens d’ALPHA ont eu l’idée de regarder dans quelles zones se retrouvaient leurs antiatomes en fonction du temps, afin d’observer leur chute libre (ou montée libre). Ils ont publié il y a deux mois leurs premiers résultats, qui sont encore avec une grosse barre d’erreur, mais ils offrent une technique potentiellement puissante pour ce type de mesure qui pourra être améliorée pour gagner en précision. 

Le ratio Mg/M qu’ils déduisent pour les atomes d’antihydrogène est compris entre -75 et +110 (rappelons que ce ratio vaut 1 pour l’hydrogène). Tout est encore possible…

A ce stade, vous vous dites : « Qu'impliqueraient des antiatomes qui montent au lieu de chuter ? ».  

Si tel est le cas, nous sommes en face d’une révolution conceptuelle. Nous devrons abandonner le principe d’équivalence faible qui stipule que tout corps se comporte de la même façon dans un champ gravitationnel quelle que soit sa masse.

Mais il y a pire (ou mieux) : si il y a une réelle répulsion gravitationnelle entre matière et antimatière, on peut aussi penser qu’il y a répulsion entre l’antimatière et elle-même (de manière antisymétrique à ce que l’on connaît en électromagnétisme où deux charges identiques se repoussent et deux charges différentes s’attirent).

Les implications cosmologiques sont considérables. On pourrait enfin comprendre pour quelle raison on observe une asymétrie entre matière et antimatière dans l’Univers. Si l’antimatière n’est pas attirée par la matière mais au contraire la repousse, elle aurait pu se décorréler de la matière au cours de l’Univers très primordial, et en quelque sorte s’en éloigner pour peupler des zones de l’Univers non observable aujourd’hui.

Vue d'ensemble de l'expérience ALPHA (CERN).

De plus, si l’antimatière se repousse elle-même, cela signifie que les antiparticules primordiales (antiprotons et positrons) se sont peut être accouplées par interactions électromagnétiques, mais ensuite les antiatomes d’hydrogène n’auraient pas pu s’agglutiner autour des halos de matière noire dans l’Univers primordial : pas d’antiétoiles, pas d’antigalaxies. L’antihydrogène est voué dans ces conditions à errer seul dans l’espace infini…

Enfin, et c’est peut-être le plus troublant, des théoriciens ont montré qu’avec une antimatière répulsive, en faisant la simple hypothèse d’une symétrie originelle exacte entre quantités de matière et d’antimatière, l’Univers pourrait être très différent de ce que l’on pense aujourd’hui,  car ne nécessitant plus l’ajout d'une phase inflationnaire ni d'énergie noire… (en savoir plus).

Il y a sans doute un peu trop de « si » dans mes dernières phrases... Avant de refaire le monde, attendons un peu les futurs résultats de ces expériences qui sont assez méconnues et sans doute les plus passionnantes du moment !...

Références :

Expérience AEgIS ;

http://aegis.web.cern.ch/aegis/

Expérience ALPHA :

http://alpha.web.cern.ch/

Description and first application of a new technique to measure the gravitational mass of antihydrogen

The ALPHA Collaboration & A.E. Charman

Nature Communications 30 april 2013

Devenez Astronomes Collaborateurs avec GalaxyZoo (ou la Science à Portée de Clic)

Vous souhaitez participer à un programme de recherche scientifique en astronomie sans être scientifique ou même amateur ? C’est possible ! Même si vous n’y connaissez rien ou presque, vous avez la possibilité d’aider les chercheurs professionnels depuis votre ordinateur. On appelle ça de la science participative, ou collaborative. Le projet GalaxyZoo est emblématique de ce concept de science collaborative.

Né en 2007, GalaxyZoo se présente comme un site internet interactif. Le travail demandé aux internautes intéressés pour faire de l’astronomie au niveau professionnel consiste à faire de la classification de galaxies.

Comme vous le savez, les gros télescopes, Hubble en orbite ou de nombreux autres un peu partout, produisent constamment des images du ciel très profond, dans lesquelles se trouvent des millions de galaxies. Ces quantités gigantesques de données sont difficiles à traiter, et parfois impossible à traiter informatiquement, surtout lorsqu’il faut déterminer la morphologie d’une galaxie.

C’est là que les yeux humains restent les plus performants. GalaxyZoo vous proposera une série d’images de galaxies plus diverses les unes que les autres et vous demandera de les classer une par une selon leur forme tout d’abord (la galaxie a-t-elle une barre centrale, des bras spiraux, si oui, combien en voit-on ?, s’agit-il d’un disque vu par la tranche ?), puis en fonction des réponses (qui sont guidées à chaque étape par des modèles visuels), d’autres questions peuvent venir : le bulbe central de la galaxie est-il prédominant, faiblement visible, inexistant ? Il y a-t-il quelque chose de bizarre dans l’image ? Si oui, quoi ? Voit-on une fusion de deux galaxies ? 

L’astronome bénévole que vous êtes devenu en vous prenant à ce jeu passionnant est généralement très impliqué dans son travail. On fait en sorte de bien faire ce qui est demandé sans se tromper tout en s’amusant avec des données scientifiques brutes, et c’est tout à fait passionnant.

L’un des très grands intérêts de ce programme est que les images qui sont proposées à la classification des utilisateurs de GalaxyZoo sont issues des grands catalogues SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et Hubble et vous permettent d’être les premiers à voir pour la première fois certaines galaxies. Il peut y avoir de très jolies surprises avec des specimens de galaxies très étonnantes à la beauté rare.

Il n’est pas rare justement de tomber nez à nez avec des galaxies spirales en interaction entre elles, ce qu’on appelle des « mergers » (et qu’il faut renseigner précisément comme telles). On imagine leur trou noir supermassif central, et l’on se prend à rêver à ce que l’on va découvrir sur l’image suivante sitôt la précédente validée.

Le processus très bien élaboré de GalaxyZoo, qui en est à sa quatrième version depuis ces débuts, est très rapide. Une galaxie peut être traitée en  quelques secondes seulement (dans le cas où il s’agit d’un cas très simple sans intérêt particulier). D’autres cas peuvent prendre 30 secondes. Et bien sûr, il est à tout moment possible de discuter d’un cas particulier avec les milliers d’autres astronomes collaborateurs ainsi qu’avec les professionnels responsables du projet.

Comme vous n’êtes pas des astronomes professionnels, vous pouvez vous tromper. Ce n’est pas grave, car la méthode employée par les scientifiques gérant GalaxyZoo est de présenter la même image de galaxie à plusieurs personnes. Une réponse statistique est ensuite produite pour en tirer la bonne classification morphologique.

Lorsque l’équipe menée par Chris Lintott à Oxford à crée GalaxyZoo en 2007, ils ne s’attendaient pas du tout à l’engouement que cela a suscité. La première version du site mise en ligne en juillet 2007 comportait 1 million d’images du Sloan Digital Sky Survey. Les astrophysiciens pensaient qu’il faudrait plusieurs années pour que toutes ces galaxies soient classées par les internautes. Mais dans les premières 24 heures qui suivirent le lancement du site, l’équipe reçut 70000 classifications par heure… Et en un an, un total de 50 millions de classifications, soit en moyenne 50 réponses par image, ce qui permit d’obtenir une très bonne précision sur la morphologie des galaxies proposées.

Le nombre de collaborateurs n’a cessé de croitre pour atteindre aujourd’hui 500 000 personnes partout dans le monde. Une quatrième version de GalaxyZoo a été mise en route récemment. Elle incorpore des catalogues à la fois de l’Univers local avec le programme Sloan et du ciel très profond produits par la caméra Wide Field Camera 3 du HST (programme CANDELS).

Le projet GalaxyZoo fait partie d’un projet plus global appelé Zooniverse, qui est une aggrégation de sites de science collaborative, où vous pourrez vous essayer à de nombreux domaines scientifiques en tant que scientifique bénévole depuis chez vous : science du climat, archéologie, étude des baleines, biologie, entre autres. 

L’astronomie est fortement représentée dans Zooniverse avec, outre GalaxyZoo, les projets Moon Zoo (étude des détails de la surface lunaire), Solar StormWatch (étude et suivi des éruptions solaires), Planethunters (recherche d’exoplanètes dans les données de Kepler), Milkyway project (étude de la formation des étoiles par les données IR de Spitzer) , Planet Four (étude du climat Martien), et enfin SpaceWarps (recherche de lentilles gravitationnelles).

L’aspect à la fois sérieux et ludique de tous ces projets de science collaborative en fait des objets incontournables une fois qu’on y a goûté et probablement le meilleur de l’internet à ce jour.

Le slogan de GalaxyZoo n’apparaît pas usurpé : « Few have witnessed what you’re about to see » : « Peu de gens ont vu de ce que vous allez voir ».

GalaxyZoo :  http://www.galaxyzoo.org

Zooniverse :  https://www.zooniverse.org

Nota : Toutes les illustrations de ce billet sont des images du catalogue SDSS trouvées dans GalaxyZoo.

La Science Produite grâce à PLANCK

Les résultats de PLANCK, ce ne sont pas qu'une très jolie carte du ciel et une non moins belle courbe du spectre de puissance des fluctuations de températures, c'est aussi, et surtout, 29 articles scientifiques exploitant les données acquises par le satellite durant ses 15 premiers mois de fonctionnement.

Ces recherches, outre le fond diffus cosmologique bien sûr, couvrent des aspects technologiques sur les détecteurs HFI et LFI, ainsi que des domaines annexes à la pure cosmologie observationnelle. On y trouve par exemple une étude sur l'émission galactique du monoxyde de carbone, sur l'émission zodiacale, les effets de lentilles gravitationnelles par les structures à grande échelle, ou encore sur la topologie de l'Univers, ou des catalogues de sources compactes....

Un travail qui a concerné plusieurs centaines de chercheurs partout dans le monde. Une mine de connaissances nouvelles... Et qui est encore en cours.

Tous ces articles sont soumis depuis le 20 mars 2013 à Astronomy&Astrophysics et sont d'ores et déjà accessibles en preprints, dont voici les liens : 

Planck 2013 results. I Overview of Products and Scientific Results

Planck 2013 results. II. Low Frequency Instrument data processing

Planck 2013 results. III. LFI systematic uncertainties

Planck 2013 results. IV. LFI beams

Planck 2013 results. V. LFI calibration

Planck 2013 results. VI. High Frequency Instrument data processing

Planck 2013 results. VII. HFI time response and beams

Planck 2013 results. VIII. HFI calibration and mapmaking

Planck 2013 results. IX. HFI spectral response

Planck 2013 results. X. HFI energetic particle effects

Planck 2013 results. XI. Consistency of the data

Planck 2013 results. XII. Component separation

Planck 2013 results. XIII. Galactic CO emission

Planck 2013 results. XIV. Zodiacal emission

Planck 2013 results. XV. CMB power spectra and likelihood

Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters

Planck 2013 results. XVII. Gravitational lensing by large-scale structure

Planck 2013 results. XVIII. The gravitational lensing-infrared background correlation

Planck 2013 results. XIX. The integrated Sachs-Wolfe effect

Planck 2013 results. XX. Cosmology from Sunyaev-Zeldovich cluster counts

Planck 2013 results. XXI. All-sky Compton-parameter map and characterization

Planck 2013 results. XXII. Constraints on inflation

Planck 2013 results. XXIII. Isotropy and statistics of the CMB

Planck 2013 results. XXIV. Constraints on primordial non-Gaussianity

Planck 2013 results. XXV. Searches for cosmic strings and other topological defects

Planck 2013 results. XXVI. Background geometry and topology of the Universe

Planck 2013 results. XXVII. Special relativistic effects on the CMB dipole

Planck 2013 results. XXVIII. The Planck Catalogue of Compact Sources

Planck 2013 results. XXIX. The Planck catalogue of Sunyaev-Zeldovich sources

Relativité Universelle de Magain (suite)

Pierre Magain ne lâche pas l'affaire ! (voir mon premier post sur le modèle cosmologique de Magain) Quelques jours avant Noël, il a déposé sur le site de preprints Arxiv, une deuxième version de son papier décrivant son modèle de Relativité Universelle. Il y fournit une introduction (qui n'existait pas dans la première version), plus quelques modifications dans la terminologie, son "proper time" deveint un "cosmic time", plus compréhensible. Il est mentionné également que l'article a été soumis à Physical Review Letters (PRL), qui est l'une des plus prestigieuses revues de physique (avec un facteur d'impact important)... 

Mais surtout, dans cette v2, outre que Magain a ajouté quelques références bibliographiques bien vues (comme la première référence, l'article de 1916 de Einstein sur la Relativité Générale, qui n'apparaissait pas dans la première version), il ajoute tout un paragraphe sur le problème de l'horizon (comment l'Univers peut-il être si homogène et isotrope pour des événements qui ne seraient pas liés causalement au départ, ce qui a été "résolu" par Guth en 1981 en introduisant le concept d'inflation).

Pour Magain, aucune inflation n'est nécessaire, puisque différentes régions d'Univers peuvent très bien n'avoir jamais eu de relations causales : la solution précisée maintenant dans ce nouveau paragraphe est d'une élégance inouïe par sa simplicité : dans l'équation que Magain obtient, le "flux de temps cosmique" dtau est proportionnel au "flux de temps de référence" dt comme l'inverse de la racine de la densité Oméga. Chaque région d'Univers est indépendante d'une autre, elle a donc son propre temps cosmique. 

Les régions qui ont une densité importante ont donc un temps qui s'écoule plus vite (dtau petit), ce qui fait que cette région s'étend plus vite, ce qui entraine du coup que la densité dans cette région décroit plus vite qu'ailleurs. Idem pour une région qui a une densité plus faible qu'ailleurs, son temps cosmique s'écoule plus lentement, l'expansion de cette région se fait alors moins vite et la densité y décroit donc plus lentement. Au final, au fur et à mesure de l'expansion, toutes les régions de l'Univers se retrouvent avec une densité presque identique partout, même si elles n'ont jamais été en contact causal!... 

Plus besoin d'imposer l'existence d'un contact causal dans l'Univers primordial, et donc plus besoin d'inventer une inflation au taux d'expansion démesuré (et à l'origine un peu absconse...)! Si le papier est accepté par le comité de lecture de PRL, ça sera une grande nouvelle! 

Le fait d'avoir choisi de publier dans un journal de physique très sérieux et à large impact plutôt que dans une revue d'astrophysique plus confidentielle est en tous cas de très bon augure. A suivre de près! 

L'article de P. Magain sur le site de préprints Arxiv :  
An expanding universe without dark matter and dark energy  
 http://arxiv.org/abs/1212.1110  

Premiers Résultats de ALMA : Cocons d'Etoiles et Molécules Organiques Débusqués!

Pour la première fois, des astronomes sont parvenus à voir à travers un mur jusque là impénétrable : le nuage massif de poussière et de gaz froid du centre galactique. Ce gros nuage est surnommé la "brique" du fait de son opacité totale à la lumière visible.

C'est avec les ondes radios (millimétriques) que les astronomes sont parvenus à voir ce qui se passe à l'intérieur, et plus précisément en utilisant le grand réseau de radiotélescopes ALMA (encore en cours d'installation, mais déjà partiellement fonctionnel).

Protoétoiles dans la "brique" (CSIRO/JCMT/ALMA)

Des bulbes protostellaires ont ainsi pu être observés dans cette zone auparavant opaque, des embryons d'étoiles massives. L'équipe australienne qui à percé cette "brique" a pu dénombrer une cinquantaine de cœurs protostellaires avec une masse totale de près de 100 000 masses solaires. 

Mais la résolution obtenue n'est pas encore suffisante pour départager les deux théories en compétition décrivant la création de ces étoiles très massives : des cœurs qui sont en train de s'agglomérer, ou bien qui sont en train de se scinder en cœurs plus petits...

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) est situé à 5000 m d'altitude sur un haut plateau des Andes chiliennes à la frontière bolivienne. Il sera équipé d'ici fin 2013 de 66 grandes antennes mobiles (pouvant se déplacer sur plus de 15 km!). 

C'est au cours de la première conférence scientifique entièrement dédiée aux observations de ALMA que ces images singulières d'étoiles naissantes ont été montrées, obtenues uniquement en observant pendant 6 heures avec seulement 25 antennes...

Le Réseau ALMA (ESO/NAOJ/NRAO/ALMA)

Toujours dans notre propre galaxie, une autre équipe (danoise) a fourni des résultats sur les disques de gaz et de poussières entourant les jeunes étoiles dans notre environnement relativement proche. Ils parviennent par exemple à détecter des molécules autour de protoétoiles, et notamment pour la première fois du glycoaldehyde.
Le glycoaldéhyde, c'est une molécule organique à la base du ribose, qui est une brique (!) élémentaire de l'ARN (le petit frère de l'ADN)... Ce résultat permet de penser que ces molécules complexes se forment en même temps que les planètes elles-mêmes...

Que ce soit pour l'étude de la chimie des disques protoplanétaires ou pour celle des cocons d'étoiles et d'autres études sur des galaxies distantes, les résultats d'ALMA vont s'amplifier et s'améliorer grandement sous peu.
Il est d'ores et déjà prévu de fonctionner avec 32 antennes dès le mois de janvier 2013, et les 66 antennes seront déployées d'ici un an. Une belle année radioastronomique en perspective.
 

Source : 

Mega-array reveals birthplace of giant stars
Eric Hand
Nature 492, 319–320 (20 December 2012)

Dark Side 50, Manip Innovante à la Recherche des WIMPS

C'est une belle et ambitieuse manip. Elle s'appelle Dark Side 50. Son but : détecter des WIMPs, des particules formant la matière sombre, si elles existent. Dark Side 50 est actuellement en cours d'installation dans le temple de la physique souterraine, le LNGS, Laboratoire du Gran Sasso, en Italie, où elle va cotoyer de nombreuses autres manips de recherche directe de matière noire...

La collaboration Dark Side est formée à la fois d'européens et d'américains, ce qui est relativement rare dans le milieu de la recherche des WIMPs, première innovation. 

Mais les plus grosses innovations sont technologiques, bien sûr. Outre le fait que le tunnel du Gran Sasso a été sélectionné pour lieu de résidence avec ses 3600 mètres d'équivalent eau de roche de couverture contre les muons cosmiques pour obtenir le bruit de fond le plus bas possible, la technologie qui a été choisie est parmi les plus prometteuses du moment, à savoir une chambre à projection temporelle (une TPC dans l'acronyme international), mais utilisant de l'argon liquide et gazeux, en lieu et place du déjà utilisé par ailleurs xénon : 50 kg d'argon.

Schéma de la TPC de Dark Side 50

Les WIMPs, en interagissant dans l'argon liquide, doivent produire un signal de scintillation (observée dans la phase liquide) et d'ionisation, récupéré dans l'argon gazeux. 

Mais comme toute manip de recherche d'événements ultra rares, le soucis est le bruit de fond de la radioactivité naturelle, et notamment, spécifiquement pour Dark Side, ce ne sont pas vraiment les isotopes qui produisent des rayonnements gamma qui vont être le problème, puisque la technologie des TPC à argon diphasique permet une très bonne discrimination des signaux produits par des gammas et les signaux produits par des reculs de noyaux (ce qui est recherché). Non, le soucis majeur est justement ce qui peut produire des reculs de noyaux similaires à ceux produits par des WIMPs. Et ce qui peut créer ce type d'événements, ce sont les neutrons.

Il existe en fait deux sources distinctes de neutrons dans une manip comme Dark Side située dans les profondeurs d'une montagne : d'une part des neutrons dits radiogéniques, et d'autre part les neutrons cosmogéniques.

Les neutrons radiogéniques sont les neutrons qui sont issus de la décroissance radioactive de certains éléments présent en infimes quantités dans les matériaux formant ou entourant les détecteurs (de l'uranium par exemple).

Les neutrons cosmogéniques, eux, ont une énergie plus grande et sont produits par des réactions secondaires des quelques muons cosmiques qui parviennent quand-même à traverser la montagne des Apennins et à arriver jusqu'au détecteur.

La nouveauté technologique que Dark Side 50 va déployer pour contrer ces neutrons est l'utilisation d'un double véto actif : les neutrons vont être détectés avant (ou après) avoir produit une interaction parasite dans le détecteur. Pour ce faire, le système de détection forme une véritable poupée russe gigantesque : la chambre contenant l'argon est placée au centre d'une citerne contenant un scintillateur liquide à base de bore, où les neutrons radiogéniques interagissent avec le bore, ce qui produit secondairement de la lumière qui est détectée. Ainsi, si un signal typique de WIMP est enregistré en même temps (ou presque) qu'un signal dans le scintillateur boré, alors il ne sera pas enregistré.

Schéma des vétos actifs anti-neutrons de DS 50.

Second véto actif, troisième niveau de notre poupée russe : le détecteur de neutrons qui contient la TPC est lui-même plongé dans une autre grosse citerne de 11 m de diamètre, qui, elle, contient juste de l'eau, et des détecteurs de lumière bien sûr. Le but de cette citerne, outre que l'eau arrête très bien les neutrons, est de détecter le passage de muons cosmiques, qui pourraient aller produire des neutrons (cosmogéniques) dans le détecteur. Les muons en passant dans l'eau vont produire de la lumière par effet Cherenkov. Là encore, si un signal lumineux est observé dans la citerne d'eau en même temps qu'un signal type WIMP dans la chambre TPC à Argon, alors ce dernier ne sera pas comptabilisé...

Les manips concurrentes utilisent dans de nombreux cas des vétos actifs, notamment pour la détection du passage de muons, mais jamais aussi élaborés et pouvant véritablement évaluer précisément le bruit de fond des neutrons.

Mais Dark Side propose de pousser même un peu plus loin l'innovation dans la sélection des matériaux utilisés pour la construction du détecteur, les matériaux devant bien sûr être le plus radiochimiquement pur. Les physiciens américains de la collaboration ont proposé d'utiliser de l'argon souterrain au lieu d'argon atmosphérique. Effectivement, il existe des sources d'argon en sous-sol, notamment aux Etats-Unis. La différence est que dans l'atmosphère, il existe un isotope de l'argon, l'argon-39, qui est radioactif, naturellement produit par bombardement de neutrons dans la haute atmosphère. L'argon existant en profondeur, lui, est exempt de cet isotope gênant. Enfin, surtout gênant pour les puristes des astroparticules, parce que la radioactivité générée par l'argon-39 est de 1 becquerel par kilogramme, ce qui est absolument dérisoire à notre échelle... Mais cela permettra à la manip d'être parfaite jusque dans son cœur de poupée russe.

La fin de l'installation de Dark Side 50 est prévue pour la fin 2012. La sensibilité attendue de cette belle expérience est de l'ordre de 2.10-45 cm² pour des WIMPs de 100 GeV en 3 ans de comptage, ce qui serait bien meilleur que ce qu'ont pu atteindre de nombreuses expériences concurrentes.