Les Sentinelles de la Terre

Le 3 avril, ce n'est pas une fusée Ariane qui a emporté avec elle le premier satellite d'une grande famille à venir, mais un lanceur Soyouz. Je veux parler de la famille des satellites Sentinel. Sentinel 1A est donc maintenant en orbite, et ces frères et cousins vont suivre dans les mois et années qui viennent. La constellation des satellites Sentinel est le fruit d'un vaste programme d'observation de la Terre lancé par l'Union Européenne et l'ESA pour plus de 8 milliards d'euros, appelé Copernicus.

Le programme Copernicus est sans doute le programme d'étude de la Terre le plus ambitieux jamais imaginé. Les six Sentinel fourniront ensemble un suivi sur le long terme du climat terrestre, des océans, de l'atmosphère, des terres et forêts sans précédent.

Le but de Copernicus et des Sentinel est de fournir aux Etats de l'UE des données scientifiques robustes pour permettre de développer des politiques environnementales efficaces.

Ces données serviront par exemple à créer des cartographies des zones glacées, à gérer les zones agricoles, à évaluer et prévoir les changements climatiques et les catastrophes naturelles, à imager les pollutions... Les Sentinel devront pouvoir produire des images, des cartes et des modèles quasi en temps réel, à l'image des satellites météo mais pour de beaucoup plus nombreux paramètres.

Et les Sentinel seront des satellites qui seront remplacés au fur et à mesure de leur vieillissement, ce qui permettra d'acquérir des données dans la durée, sans interruption.

Et ce qui est tout à fait important à crier haut et fort : les données seront disponibles librement pour tout le monde (accès et utilisation) !

Bon, les scientifiques auront tout de même quelques accès privilégiés, avec par exemple un support de spécialistes de l'ESA.

Déploiement de Sentinel 1A (animation ESA)

Sentinel-1A qui vient d'être lancé aura un satellite jumeau, 1B, qui devrait s'envoler d'ici à la fin 2015. Ils contiennent tous les deux un radar qui permet de faire des images à travers les nuages et la nuit. Ils se focaliseront notamment sur les forêts tropicales, très denses. Ils fonctionneront parfois en tandem, pour imager le même point avec un très court laps de temps.

Les Sentinel 2 à 5 auront des objectifs différents du premier. Ils observeront avec des capteurs optiques, des radiomètres et des spectromètres, pour mesurer tout ce qui est possible, depuis la température de la mer jusqu'à la pollution de l'air. 

Sentinel 2 (animation ESA)

Le Sentinel 6 est encore en cours de discussions, il pourrait (et on l'espère) emporter un radar altimétrique pour mesurer précisément le niveau des océans.

Ces divers instruments de mesure appliqués aux études des composants les plus importants de notre fragile planète feront des Sentinel les satellites sans doute les plus précieux des deux décennies à venir.

Sentinel-4, par exemple, sera l'un des premiers, si ce n'est le premier, à mesurer les polluants atmosphériques depuis une orbite géostationnaire, et le premier à fournir des données toutes les heures sur une zone donnée (Europe et Afrique du Nord).

Sentinel 3 (animation ESA)

Les Sentinels 2A et 2B, eux, seront tout simplement les meilleurs dans leur catégorie d'observateurs de la Terre, avec une résolution trois fois meilleure (inférieure à 10 m) que l'actuel Landsat-8 américain. Ils repasseront de plus au dessus de la même zone tous les 3 jours. De nombreux spécialistes en attendent déjà beaucoup. D'ailleurs, les exploitants de Landsat-8 et les futurs de Sentinel 2 se sont mis d'accord pour utiliser des données compatibles entre elles, de manière à pouvoir créer une vaste archive commune et une sorte de 'satellite virtuel' composé des deux systèmes.

Il est plus qu'urgent de s'occuper de notre planète avant de se pencher vers d'autres planètes où personne n'ira jamais, comme c'est parti...

source : 

Nature 508, 160–161 (10 April 2014)

Suivre le Parcours de Rosetta

Grâce à cette animation interactive, vous pouvez suivre en temps réel la position de la sonde Rosetta, mais aussi son parcours passé et futur. Rosetta doit rencontrer la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko le mois prochain et envoyer à la surface de son noyau un module d'atterrissage nommé Philae dont l'acivation vient d'être effectuée avec succès la semaine dernière...

Cette animation permet de zoomer, de modifier l'angle de vue ainsi que de se déplacer dans le temps. Amusez-vous!

Un Océan d'Eau Liquide sur Encelade

La sonde Cassini actuellement en orbite autour du monde de Saturne a fourni les données sans conteste les plus intéressantes depuis bien longtemps : il y a bien un océan liquide sur Encelade! Ce satellite de Saturne de 500 km de diamètre avait été observé depuis 2005 en train de produire des sortes de jets d'eau vaporisée sortant de son pôle sud. 

Vue d'artiste de l'océan d'Encelade (NASA)

De multiples hypothèses avaient été émises quant à la source de cette eau. L'évidence a pu être apportée aujourd'hui grâce à des mesures de champ gravitationnel. Cette mesure montre qu'Encelade possède un vaste océan d'eau liquide, enfoui sous une très grosse couche de glace, qui montre quelques fissures, par lesquelles peut s'échapper de l'eau liquide, qui se sublime ensuite très vite dans le vide.

Cette mise en évidence acquise par des chercheurs italiens de l'Université de Rome et américains du Jet Propulsion Laboratory et du California Institute of Technology de Passadena sera publiée demain dans Science du 4 avril.

La mesure du champ gravitationnel d'Encelade a été effectuée de manière indirecte, grâce aux infimes variations de vitesses produites par les variations de densité de Encelade sur la sonde Cassini passant tout près. Les physiciens mesurent l'effet Doppler des émissions radio de la sonde reçues sur Terre pour en déduire ses variations de vitesse, et donc finalement l'évolution du champ de gravitation de la lune Saturnienne. Le système d'analyse des signaux radio utilisé dans cette étude, le Deep Space Network (DSN), permet une précision sur la variation de vitesse de la sonde de 90 microns/seconde, ce qui est assez fou...

Encelade imagé par la sonde Cassini
(NASA/JPL)

Cassini a survolé Encelade 19 fois en tout mais ce sont trois survols effectués entre 2010 et 2012 qui ont permis ces mesures précises de champ gravitationnel.

Et les mesures indiquent la présence d'un océan, possiblement localisé, et profond d'environ 10 kilomètres..., mais enfoui sous une couche de glace de... 30 à 40 kilomètres!...

L'analyse chimique des jets d'eau vaporisée sortant du pôle sud de Encelade avait montré la présence d'eau salée et de molécules organiques.

Evidemment, on pense naturellement à une possible vie microbienne dans cette eau liquide en subsurface.

L'impact peut-être le plus important de cette découverte est qu'il faut certainement revoir la définition de ce qu'est une zone habitable au sein d'un système stellaire.

http://www.nasa.gov/cassini

http://saturn.jpl.nasa.gov

Source : 

Communiqué NASA/JPL : http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-103

Référence : 
The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus
L. Iess et al.
Science  Vol. 344 no. 6179 pp. 78-80  (4 April 2014)

Cet Etonnant Trou Noir le Plus Lointain

Son nom est ULAS J1120+0641, c'est une source lumineuse très très intense, on l'appelle un Quasar. Il s'agit en fait de l'émission produite par un trou noir gigantesque planqué au centre d'une galaxie. La particularité, et non des moindres, de ULAS J1120+0641, c'est sa distance. C'est le trou noir le plus lointain que l'on connaisse. Il est si loin qu'on ne comprend pas comment il peut être là, à ce moment de l'histoire de l'Univers : 13 milliards d'années-lumière... Si vous vous souvenez, j'avais relaté sa découverte ici même en juin 2011.

Image de la région de ULAS J1120+0641 (cercle blanc)
(A. Moretti et al.)

Ce qui cloche dans ce trou noir supermassif, c'est justement qu'il est déjà supermassif, avec pas moins de 2 milliards de masses solaires. Comment un trou noir a pu grossir jusqu'à cette masse en seulement 750 millions d'années (qui est l'âge de l'Univers où se trouve ce quasar) ? Les astrophysiciens n'en savent rien, c'est une véritable énigme.

Et l'énigme vient plutôt de s'épaissir encore... Une équipe d'astrophysiciens italiens emmenée par Alberto Moretti de l'Osservatorio Astronomico di Brera à Milan vient de publier une étude de l'observation en rayons X de ce quasar hors du commun. Ils ont pour cela exploité les données du télescope à rayons X XMM-Newton. L'observation fine du spectre de rayons X émise par le quasar, c'est à dire par le disque d'accrétion du trou noir supermassif, permet aux chercheurs de déterminer des paramètres fondamentaux sur le mécanisme de l'accrétion qui a lieu sur ce trou noir énorme.

Vue d'artiste d'un Quasar (ESO)

Et ce qu'ils trouvent est troublant : le trou noir est trop "normal" : la mesure de son taux d'accrétion (la vitesse avec laquelle il absorbe la matière environnante) est tout à fait semblable à celle d'autres trous noirs supermassifs beaucoup plus récents dans l'histoire cosmique. A la vitesse avec laquelle le trou noir de ULAS J1120+0641 accrète la matière qui l'entoure, il paraît absolument impossible qu'il ait pu atteindre sa masse de 2 milliards de masses solaires par ce seul moyen en si peu de temps...

Ces individus supermassifs très lointains sont hélas très peu nombreux à avoir pu être observés, et notamment en rayons X, qui seuls permettent d'obtenir des informations cruciales comme le taux d'accrétion. Les astrophysiciens misent beaucoup désormais sur Athena, le futur instrument qui viendra prendre la relève de XMM-Newton ou de Chandra, avec un imageur grand champ associé à une grande surface de collecte, et qui devrait pouvoir détecter et étudier finement une soixantaine de quasars ultra-lointains, et peut-être démêler l'énigme...

Source :
X-ray observation of ULAS J1120+0641, the most distant quasar at z = 7.08
A. Moretti et al.
Astronomy&Astrophysics 563, A46 (2014)

La Taille des Etoiles

Tout est une question d'échelles. Les planètes, même les plus grosses sont ridicules devant les étoiles les plus petites. Et ces dernières sont minuscules face aux étoiles les plus imposantes que l'on connaisse. Pour s'en convaincre immédiatement, il suffit de regarder cette image.
Le premier objet de chaque case est le dernier de la case précédente (sinon, ça ne tiendrait jamais sur votre écran...). Le Soleil est au centre de la case 3.

Le Trou Noir qui Dynamite, qui Disperse, qui Ventile... façon puzzle.

Le phénomène d’accrétion est au centre de nombreux phénomènes de forte luminosité. L’accrétion est ce qui se passe quand de la matière (principalement du gaz) tombe sur un objet ayant un fort potentiel gravitationnel. Cet objet peut être un trou noir ou une étoile plus ordinaire. Et dans ce processus, l’énergie de liaison gravitationnelle se retrouve transformée en énergie de rayonnement électromagnétique.

Comme la matière qui est attirée par l’objet massif possède toujours un moment angulaire (elle tourne autour de l’objet), sa chute se fait donc par une suite continue d’orbites quasi-circulaires de rayon décroissant : elle forme un disque autour de l’étoile ou du trou noir, un disque d’accrétion.

Situation du système MQ1 dans M83 (Soria et al).

Le rayonnement total d’un disque d’accrétion va dépendre du taux avec lequel la matière chute vers l’étoile ainsi que la profondeur du puits gravitationnel produit par cette étoile ou ce trou noir. Les trous noirs sont bien sûr les objets qui ont les puits de potentiel les plus profonds et se retrouvent donc être les objets ayant les disques d’accrétion les plus brillants. Les trous noirs supermassifs produisent ainsi des quasars et les trous noirs de masse solaire produisent les binaires X les plus lumineuses.

C’est sur un trou noir de masse stellaire que ce sont penché des astrophysiciens australiens et américains cette semaine dans un article paru dans Science. R. Soria et ses collègues ont observé la binaire X nommée MQ1, qui se révèle être complètement hors norme. Le modèle classique décrivant un système binaire dit qu’il existe une limite de luminosité qui ne peut pas être dépassée. Sauf que MQ1 dépasse largement cette limite, à tel point qu’il paraît nécessaire de réviser le modèle d’accrétion.

MQ1 est ce qu’on appelle désormais un microquasar. Ce petit trou noir accompagné d’une étoile pour former un système binaire, est situé dans la galaxie M83. Il a la particularité comme la plupart des microquasars, de produire des jets de matière à l’image de ce que produisent les vrais quasars, ainsi que de puissants vents sphériques, apportant une grande quantité d’énergie mécanique dans le milieu gazeux environnant. Le prototype du microquasar est un système apparaissant au sein de notre galaxie, dénommé SS433, qui produit une très belle nébuleuse gazeuse aux formes allongées (la nébuleuse W50). La vitesse des jets de matière de SS433 a été mesurée à 0,27 fois la vitesse de la lumière, et son vent sphérique, beaucoup plus modeste est expulsé à 1500 km/s. C’est le vent qui produit la forme globalement arrondie de la nébuleuse, tandis que les jets sont responsables de l’allongement longitudinal.

La nébuleuse W50 (NRAO/AUI/NSF, K. Golap, M. Goss)

MQ1 est très similaire à SS433. Sauf que sa luminosité dépasse la luminosité Eddington pour un trou noir de 10 masses solaires, qui vaut 10³⁹ erg/s. 

Une solution envisageable pour expliquer cette luminosité extravagante est de considérer que le taux de matière qui tombe vers le trou noir est énorme, les calculs montrent alors deux conséquences : on obtient bien une luminosité décuplée, mais également un vent sphérique qui emporte alors la quasi-totalité de la matière. 

C’est comme si le flot de gaz qui tombe vers le trou noir était si important qu’il ne peut plus s’enrouler autour du trou, mais au contraire est expulsé tout autour. Et le calcul montre que pour qu’un tel phénomène apparaisse, la quantité de matière qui doit tomber vers le trou par unité de temps est gigantesque : 0,0001 masse solaire par an. Comme l’étoile compagnon semble ne faire qu’une masse de l’ordre d’une masse solaire, cela signifie qu’elle pourrait disparaître en 10000 ans seulement ! Et elle n’est donc pas absorbée par le trou noir, mais son gaz attiré rapidement vers le disque d’accrétion puis rejeté sphériquement pour former une grosse bulle gazeuse autour du trou. 

Mais en fait, rien ne dit que le processus se poursuive jusqu’à la disparition complète de l’étoile compagne. En effet, une stabilisation du système doit apparaître lorsque la masse de l’étoile compagne devient inférieure à celle du trou noir : à partir de ce moment-là, tout transfert de masse supplémentaire doit alors produire un éloignement des deux objets pour assurer la conservation du moment angulaire du système, et en s’éloignant, la quantité de matière transférée de l’étoile compagne vers le trou noir s’amenuise, menant à un état relativement stable. Il semble que MQ1 soit récemment parvenu à cette stabilité, ce qui n’est pas encore le cas pour SS433.

Ces phénomènes d’hyperaccrétion sont peut-être impliqués dans la plupart des sources X ultralumineuses (ULX), car le rayonnement de ces systèmes se trouve orienté dans la direction privilégiée de l’axe du trou noir, parallèle aux jets de matière. Il n’est pas exclu que ce qu’on appelle par défaut des ULX ne soient rien d’autre que ces types d’objets vus par chance dans leur direction d’émission privilégiée, à la manière des quasars pour les trous noirs supermassifs.

Source : 

Super-Eddington Mechanical Power of an Accreting Black Hole in M83

R. Soria et al.

Science Vol. 343 no. 6177 pp. 1330-1333  21 March 2014: 

Les Ceintures de Van Allen Zébrées de Rayures par la Rotation de la Terre

La découverte de l'existence de ceintures de particules chargées autour de la Terre remonte à la fin des années 1950, grâce aux tous premiers satellites envoyés en orbite. Ces régions du proches espace entourant notre planète portent désormais le nom de leur découvreur américain James Van Allen.

Schéma des ceintures de Van Allen (NASA)

Mais si elles sont connues depuis plus de 50 ans, les ceintures de Van Allen, qui nous protègent du rayonnement cosmique en le déviant grâce au champ magnétique qu'elles produisent, recèlent pourtant toujours certains mystères. 

C'est pour les étudier en détails que deux sondes jumelles sont actuellement en orbite et c'est grâce à ces sondes, appelées simplement Van Allen 1 et 2, parcourant la ceinture interne à 13000 km d'altitude, que des structures très curieuses viennent d'être mises en évidence.

Une des questions qui restent toujours en suspens concerne la nature des ceintures interne et externe (car il y en a deux). On sait que la ceinture interne est peuplée d'électrons se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière, et que la ceinture externe comporte surtout des protons eux aussi énergétiques mais en moins grand nombre. Mais on n'en sait guère plus.

Les sondes Van Allen sont toutes les deux munies d'un instrument de mesure appelé RBSPICE (Radiation Belt Storm Probes Ion Composition Experiment), qui a pour but d'enregistrer le nombre d'électrons rencontrés en fonction de leur énergie et de leur distance radiale de la Terre. 
La découverte qu'ont faite A. Ukhorskiy et ses collègues de l'Université Johns Hopkins fait l'objet d'un article dans la revue Nature de cette semaine. Ils observent, lorsqu'ils tracent les graphes de l'intensité des électrons en fonction de leur distance et de leur énergie, que des structures en formes de rayures apparaissent. 

Flux d'électrons mesurés (à gauche) et modélisés (à droite)
en période calme (en haut) et par fort vent solaire (en bas)
(Ukhorskiy et al.)

Alors qu'on pensait auparavant que de telles variations régulières et très structurées ne pouvaient être dues qu'à des variations locales induites par des orages magnétiques (éruptions solaires), les auteurs observent toujours ce type de distribution quand l'intensité du vent solaire est très faible, et elles sont même plus développées par "temps calme".

Le développement d'une modélisation complète des phénomènes a alors permis aux physiciens de démontrer que les formes observées sont produites par la rotation de la Terre. 
Les électrons de la ceinture de Van Allen sont confinés par le champ magnétique terrestre qui agit comme un dipôle magnétique, où ils subissent une lente dérive longitudinale autour de la planète du fait du gradient et de la courbure du champ magnétique. Et la rotation de la Terre induit des variations diurnes globales de ses champs magnétique et électrique qui interagissent en résonance avec les électrons, dont la période de dérive est très proche de 24 heures. Il s'ensuit une modification des flux d'électrons sur une large plage d'énergie en formant un motif régulier composé de plusieurs bandes et rayures sur la totalité de la ceinture interne.

Ces nouvelles données vont permettre aux planétologues d'affiner grandement leurs concepts de dynamique des ceintures de radiation. Ces résultats vont également mettre en lumière la nature de la dynamique des ceintures d'autres planètes comme Jupiter, Neptune et Uranus car ces planètes possèdent toutes une période de rotation très courte et un écart important entre leur axe de rotation et leur axe dipolaire magnétique (à l'inverse de Saturne).


Source :
Ukhorskiy, A., Sitnov, M., Mitchell, D., Takahashi, K., Lanzerotti, L., & Mauk, B. (2014). Rotationally driven ‘zebra stripes’ in Earth’s inner radiation belt Nature, 507 (7492), 338-340 DOI: 10.1038/nature13046

La Lune Comme Vous ne l'Avez Encore Jamais Vue.

NASA/GSFC/Arizona State University

Ce que vous voyez là, c'est bien la Lune, mais vue "du dessus". La NASA vient de réaliser cette image très étonnante de la Lune en assemblant de très nombreuses images produites par la sonde Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). Chaque pixel représente une surface de 2 m par 2 m. Voilà donc à quoi ressemble le pôle Nord de notre cher satellite.

Cette mosaïque a été construite à partir de pas moins de 10581 images individuelles. La NASA propose en outre une carte interactive pour se balader litteralement autour de ce pôle Nord, allez donc vous y perdre un instant, c'est ici :   http://lroc.sese.asu.edu/gigapan

Un Ciel Plein d'Etoiles

A voir, à revoir, et revoir encore... Excellent film documentaire.

Sepideh, un ciel plein d'étoiles, de Berit Masden

Découverte d'une Etoile Hypergéante Jaune Exotique : HR 5171A

Des comme ça, on n'en voit pas tous les jours... Des étoiles géantes, il y en a, des supergéantes aussi, de diverses couleurs d'ailleurs, mais des hypergéantes jaunes, il y en a vraiment peu. Et des hypergéantes jaunes qui fusionnent avec leur étoile compagne, c'est plus que rare. Et c'est un tel objet qui a pu être mis en évidence dans une étude très récente qui vient de paraître. 

Vue d'artiste de l'étoile hypergéante jaune HR 5171A (ESO)

Le monstre, car c'en est un, s'appelle HR 5171A, c'est une étoile très rare. Sa taille est monstrueuse, avec un diamètre égal à 1300 fois celui de notre soleil, bien petit à côté. Elle est située à 12000 années-lumières de la Terre, pas très loin donc, et est bien brillante (1 million de fois plus lumineuse que le soleil), on peut la voir à l’œil nu avec un bon ciel et un oeil exercé (magnitude variant entre 6,1 et 7,3), dans la constellation du Centaure dans l'hémisphère Sud.

Une telle supergéante jaune devrait avoir "normalement" un diamètre qui n'excède pas 700 fois le diamètre du soleil...

HR 5171A est donc ce qu'on appelle une hypergéante jaune, une classe très rare d'étoile, puisqu'on en connait seulement 14 en tout et pour tout dans toute notre galaxie. Il s'agit d'un stade très court dans l'évolution des étoiles géantes. Sa taille hors norme en fait l'une des dix étoiles les plus grosses que l'on connaisse. Mais ce qui fait de plus sa grande étrangeté, c'est que HR 5171A, d'après l'étude effectuée par l'astronome français Olivier Chesneau de l'Université de Nice Sofia Antipolis et du CNRS et ses collègues, est accompagnée d'une autre étoile, plus petite, et cette dernière, qui lui tourne autour en 1300 jours, est tellement proche du monstre qu'elle la touche! Les deux étoiles sont en contact, ce qui fait que l'on n'est plus en présence de deux boules de gaz à environ 5000 degrés, mais un objet un peu en forme de cacahuète.

Ce système binaire exotique a pu être observé grâce au Very Large Telescope (VLT) de l'Observatoire Européen Austral (ESO) situé dans les Andes Chiliennes, en utilisant la technique de l'interférométrie, technique qui consiste à combiner la lumière reçue par différents télescopes, ce qui revient à avoir un miroir équivalent de beaucoup plus grand diamètre que la somme des miroirs utilisés (140 m dans ce cas!).

L'autre point étonnant est que, HR 5171 étant une étoile brillante connue depuis longtemps, des relevés de luminosité ont été comparés au fil des années et il a pu être montré que cette hypergéante est très instable sur une durée aussi faible (à l'échelle cosmique) que 60 ans. Elle a grossit et s'est refroidie dans ce laps de temps très court.

HR 5171A (European Southern Observatory)

Les hypergéantes jaunes sont des étoiles très instables, elles montrent ainsi de brutales variations de luminosité, de température et de taille, qui sont associées à des périodes d'expulsion d'une partie de leur enveloppe ce qui produit une sorte d'atmosphère dense assez étendue autour de l'étoile.

Pouvoir observer la brusque variation de température associée à une telle phase stellaire évolutive extrêmement rapide est très rare.

Cette nouvelle découverte souligne l'importance d'étudier ce type d'étoiles exotiques ayant une courte durée de vie. Elles peuvent nous permettre de mieux comprendre les processus qui gouvernent l'évolution des étoiles massives.

Référence : 

The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase

O. Chesneau et al.

Astronomy & Astrophysics 563, A71 (mars 2014)

Communiqué de l'ESO (12 mars 2014) :
http://www.eso.org/public/news/eso1409/

Le Plot d'Exclusion de SuperCDMS qui Tue les WIMPs de Faible Masse

L'histoire des sciences, ou au moins l'histoire de la physique des astroparticules, retiendra que c'est le 28 février 2014 que l'hypothèse des WIMPs de faible masse pour expliquer la matière noire est morte. C'est en effet il y a trois jours, ce 28 février, au cours de la conférence Dark Matter 2014 qui se tenait à UCLA en Californie que Lauren Hsu de la collaboration américaine SuperCDMS, a dévoilé les nouveaux résultats de cette expérience de recherche directe de WIMPs. 

La collaboration SuperCDMS exploite des détecteurs cryogéniques de germanium permettant de détecter les éventuels collisions de WIMPs avec les noyaux de germanium. Les résultats obtenus par les américains (et quelques collègues anglais et français) sont tout à fait inédits, car ils permettent d'explorer une zone de l'espace [masse-section efficace] encore inexploré par les nombreuses expériences cherchant la même chose et s'avère être très exclusifs...

Mais il faut revenir un instant sur ce que c'est que cet espace que j'appelle l'espace [masse-section efficace]. La recherche d'événements produisant un signal dans les détecteurs, permettent de déduire deux paramètres clés concernant les particules impactantes : leur masse (grâce à l'énergie qui est déposée dans le détecteur) et leur probabilité d'interaction avec le matériau détecteur, ce qu'on appelle la section efficace d'interaction, et qui est déduite du nombre d'interactions observées en fonction de la masse du détecteur et du temps que l'on a utilisé pour compter ces événements d'interaction.

Lorsqu'on ne détecte aucune collision de WIMP dans un détecteur, on peut construire ce qu'on appelle un "plot d'exclusion". Ce "plot d'exclusion", comme son nom l'indique, trace une zone exclue dans le graphe ayant pour abscisses la masse de WIMPs et en ordonnée la section efficace. En effet, quand on ne détecte rien, cela veut dire que la WIMP (qu'on n'a pas vue) doit donc avoir une probabilité d'interagir, pour une masse donnée, plus faible que celle qui aurait fait qu'on aurait vu du signal avec le détecteur utilisé et le temps de comptage appliqué.

On a donc une courbe dans le plot masse-section efficace, la zone exclue se trouvant au dessus, et la zone encore potentiellement intéressante et à explorer se situant en-dessous. On parle de courbe d'exclusion.

Le plot d'exclusion montré par Lauren Hsu lors de la conférence Dark Matter 2014 (SuperCDMS Collaboration)

L'expérience la plus performante est bien sûr celle qui parvient à exclure la plus grande zone de l'espace [masse-section efficace], jusqu'à trouver un signal...

Et justement, quand des événements apparaissent dans les signaux détectés, avec toutes les caractéristiques de WIMPs, comme ce fut le cas pour différentes expériences ces quelques dernières années, et bien la courbe d'exclusion devient une inclusion, elle se referme sur elle-même pour montrer une "zone" dans le plot bi-paramétrique, avec des frontières à la fois vers le bas et le haut, à droite et à gauche. Les WIMPs potentiellement détectés se retrouvent avec une certaine plage de masses possibles associée à une certaine plage de sections-efficaces.

Les différentes expériences de recherche directe de matière noire donnent toutes leurs résultats sous forme de plots d'exclusion (ou zones d'inclusion). Qui plus est, la plupart ont pris l'habitude au cours des ans de fournir non seulement leur propre courbe d'exclusion dans le plot [masse-section efficace], mais aussi de superposer les courbes d'exclusion des autres expériences concurrentes, histoire de comparer les performances des uns et des autres...

L'expérience LUX, très performante, a produit en 2013 un grand saut dans le domaine, nous en avons parlé abondamment ici. Leur courbe d'exclusion est descendu très bas (dans l'axe des sections efficaces), beaucoup plus bas que toutes les autres expériences semblables, excluant de fait une vase zone de l'espace (masse-section efficace), et excluant du coup des résultats positifs d'autres expériences (des zones).

La collaboration SuperCDMS (CDMS collaboration, University of Berkeley)

Ce que vient de montrer l'expérience SuperCDMS il y a trois jours est une nouvelle courbe d'exclusion. Certes, elle ne descend pas aussi bas que celle de LUX, loin s'en faut. Mais elle est la deuxième plus basse et elle est surtout meilleure que celle de LUX dans un autre sens : celui de l'axe des abscisses, vers la gauche, les basses masses de WIMPs! SuperCDMS vient confirmer les résultats de LUX de l'année dernière, avec une technologie très différente.

Aucune expérience avant SuperCDMS n'a été capable de montrer une telle courbe d'exclusion descendant aussi bas en termes de masses de WIMP pour des sections efficaces aussi faibles Et cette nouvelle courbe exclut de fait définitivement toutes les zones déterminées depuis quelques années par les expériences DAMA, CRESST, COGeNT, et ... CDMS II-Si. Plusieurs de ces zones avaient semé le trouble car étant très proches dans le plot, se chevauchant mêmes pour deux d'entre elles (CoGENT et CDMS II-Si), ce qui avait donné des espoirs fous aux physiciens concernés.

Il est également notable qu'une partie des physiciens de SuperCDMS sont les mêmes qui ont produits les résultats de CDMS-Si, ce qui signifie qu'ils viennent simplement d'exclure leurs propres résultats antérieurs, reconnaissant en quelque sorte leur erreur.

Un des détecteurs composant l'expérience SuperCDMS (CDMS coll.)

Là où pouvait persister un doute sur l'exclusion de COGeNT et CDMS-Si annoncée par LUX, c'est dans le fait que les détecteurs étaient très différents (semi conducteurs germanium et silicium pour les deux premiers et xénon liquide pour le dernier), mais il se trouve que là, SuperCDMS utilise exactement le même type de matériau que COGeNT et CDMS-Si...

On peut dire aujourd'hui que l'hypothèse, née il y a environ quatre ans, d'être en présence de WIMPs de relativement faible masse (de l'ordre de 10 GeV) a maintenant beaucoup beaucoup de plomb dans l'aile, pour ne pas dire qu'elle devrait être définitivement abandonnée. Il reste maintenant à essayer de comprendre d'où vient ce signal détecté qui ressemble tellement à des reculs de noyaux atomiques impactés par des WIMPs, ainsi que cette modulation de l'intensité du signal au cours de l'année, telle qu'elle a pu être observée.

On doit pouvoir affirmer que les résultats exclusifs combinés de LUX de l'année dernière avec ceux de SuperCDMS aujourd'hui font en général des WIMPs une solution pour la matière noire de moins en moins convaincante...

Sources : 

La présentation de Lauren Hsu à Dark Matter 2014:

http://www.pa.ucla.edu/sites/default/files/webform/ucla_supercdms_hsu_2014.pdf

Le papier accompagnant la présentation : 

http://cdms.berkeley.edu/papers/SuperCDMS_R133_LowMass.pdf

Matière Noire : Indices Coïncidents de Désintégrations de Neutrinos Stériles!

C’est presque incroyable. A peine vous ai-je parlé il y a quelques jours de l’offensive des neutrinos stériles parue récemment (voir ici), des chercheurs voulant imposer cette solution pour expliquer l’anomalie du nombre d’amas de galaxies (et du coup le problème de la matière noire), et bien deux équipes différentes viennent de publier à une semaine d’intervalle des résultats presque identiques de très forts indices de détection indirecte de ces fameux neutrinos stériles ! 

Reprenons sans trop nous emporter…  Les neutrinos stériles sont une voie tout à fait intéressante pour expliquer plusieurs choses. Comme ils sont massifs et n’interagissent que par gravitation, ce sont des candidats sérieux pour constituer la matière noire (en partie au moins). D’autre part, ils oscillent avec les saveurs des trois neutrinos actifs, ce qui permettrait d’avoir une très bonne explication aux anomalies observées en oscillométrie des neutrinos de réacteurs.

Analyse du signal d'Andromède montrant une raie à 3,52 keV
(Boyarsky et al.)

Comme je l’ai dit, leur caractère stérile fait qu’ils n’ont pas d’interaction avec les autres particules. Mais il se trouve qu’ils peuvent quand-même se désintégrer (ce que les trois neutrinos actifs ne font pas), et ils font ça tout seuls, au bout d’un certain temps. Et que produisent-ils lors de leur désintégration ? Et bien leur énergie de masse est convertie à part égale entre un neutrino « normal » (actif) et un photon.

Un photon… vous me voyez venir ? Puisque les neutrinos stériles ont une certaine masse bien définie (et qu’on aimerait bien connaitre), les photons qu’ils produisent ont tous la même énergie, qui est égale à la moitié de la masse du neutrino stérile.

Venons-en maintenant à ces deux résultats d’observations qui viennent d’être publiés sur arxiv le 10 février et le 17 février 2014. Les deux équipes d’astrophysiciens ont étudié chacune de leur côté des amas de galaxie (73 amas différents pour la première et plus spécifiquement l’amas de Persée et la galaxie d’Andromède pour la seconde).

Analyse du signal de l'amas de Persée montrant
une raie à 3,56 keV (Bulbul et al.)

C’est dans les amas qu’il est censé y avoir la plus forte densité de matière noire. Si cette matière noire est constituée de neutrinos stériles, ces derniers, pour certains d’entre eux au moins, doivent produire des photons ayant une énergie unique, égale à la moitié de la masse du neutrino, et qui doivent donc pouvoir être observés en provenance de ces amas de galaxies.

Esra Bulbul et ses collègues du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics et du Goddard Space Flight Center de la NASA (la première équipe) détectent dans tous les amas étudiés (sauf celui de Virgo) une raie monochromatique inconnue dans le spectre, située à 3,56 keV. Alexey Boyarsky de l’Université de Leiden et ses collègues suisses et ukrainiens, la seconde équipe, détectent eux-aussi une faible raie dans l'amas de Persée et dans la galaxie d'Andromède, mais plutôt à 3,52 keV…

Nous sommes ici dans le domaine des rayons X. Bulbul et al. ont exploité les données des satellites XMM-Newton et Chandra et Boyarsky et al. uniquement XMM-Newton. Ces deux équipes de chercheurs ne recherchaient pas particulièrement des traces indirectes de matière noire, mais face à l’observation de cette raie monochromatique inconnue, ils ont cherché quelle pouvait bien être son origine, en considérant toutes les possibilités, et à bout de solutions possibles, il ne reste pour le moment que l’option de la désintégration d’un neutrino stérile de 7,1 keV… Les deux équipes arrivent à la même conclusion, indépendamment l'une de l'autre.

Qui plus est, l’équipe de Boyarsky a évalué comment évolue la raie mystérieuse en fonction de la distance du centre de la galaxie d’Andromède, ainsi que quand on regarde là où il n’y a pas d’amas visibles. Ils trouvent que l’intensité de la raie décroit quand on s’éloigne du centre galactique et n’existe pas quand on est hors champ, ce qui va tout à fait dans le sens de la répartition de la matière noire.

L’équipe de Bulbul, elle, a sommé les spectres X de 73 amas différents, puis, pour être sûre que la raie inconnue ne provenait pas d’un seul amas particulier, a divisé son échantillon en trois sous-échantillons, et observe toujours la même raie dans les trois nouveaux échantillons. Elle apparaît donc systématique...

Signal simulé montrant les performances attendues de Astro-H
sur l'amas de Persée dans la région spectrale d'intérêt.

Malgré la coïncidence troublante de ces deux publications, et leurs conclusions similaires, il faut cependant peut-être tempérer un peu cette nouvelle potentiellement très importante. Même s’il s’avère statistiquement très significatif, le signal observé est une raie très faible qui est située entre plusieurs raies d’émission, qui pourraient peut-être jouer des tours, ou bien elle pourrait provenir pourquoi pas d’un élément ou d’un processus non encore prédit par les modèles galactiques.

Le juge devrait maintenant être constitué de nouvelles mesures sur notre propre galaxie. On attend beaucoup notamment du futur télescope à rayons X japonais Astro-H qui devrait permettre de résoudre un tel signal en provenance du halo de la Voie Lactée à partir de 2015...

La matière noire est décidément un sujet en ébullition.

Références : 

DETECTION OF AN UNIDENTIFIED EMISSION LINE IN THE STACKED X-RAY SPECTRUM OF GALAXY CLUSTERS

Esra Bulbul et al.

arXiv:1402.2301v1 (10 février 2014) ,  soumis à Astrophysical Journal

An unidentified line in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and Perseus galaxy cluster

A. Boyarsky et al.

arXiv:1402.4119v1 (17 février 2014)

L'Offensive des Neutrinos Stériles

D’après le modèle standard de la cosmologie, l’Univers est composé de 5% de matière ordinaire, 27% de matière noire et 68% d’énergie noire. Après une période inflationnaire ultracourte il y a environ 13,8 milliards d’années, au cours de laquelle de microscopiques fluctuations d’énergie se sont retrouvées amplifiées, la matière noire s’est regroupée autour de ces zones de plus forte densité, puis c’est la matière ordinaire qui s’est ensuite accumulée autour de ces puits gravitationnels pour former galaxies et amas de galaxies.

Simulation de la distribution de matière noire en filaments
(Kavli Institute for Particle  Astrophysics and Cosmology)

C’est cette histoire modélisée que nous retraçons en étudiant le fond diffus cosmologique (CMB), ce tout premier rayonnement visible émis 300 000 ans après le temps zéro théorique. De nombreux scientifiques avaient espéré que les mesures du CMB du satellite Planck l’année dernière auraient permis de découvrir de nouvelles choses permettant de revoir ce modèle d’Univers. Et il n’en fut rien… Rien de nouveau, hormis quelques ajustements de valeurs numériques, ne se cachait dans les données de Planck.

Parmi ceux qui auraient aimé voir quelque chose de nouveau figuraient des spécialistes des neutrinos, qui auraient vraiment aimé voir des indications de l’existence d’un nouveau neutrino, un quatrième neutrino, qui serait un neutrino différent des trois autres, un neutrino stérile, ayant la caractéristique extraordinaire de n’interagir avec aucune autre particule, sauf par gravitation. Mais les résultats de Planck furent sans appel, il n’y aurait que trois neutrinos possibles pour permettre les observations…

Mais aujourd’hui, pas moins de trois équipes différentes dans trois articles indépendants, indiquent que les physiciens exploitant les données de Planck n’ont peut-être pas tout vu dans leurs données et qu’il pourrait bien exister réellement un neutrino stérile…
C’est Jan Hasenkam et Jasper Hamann, tous deux du CERN, qui ouvrirent le bal en octobre dernier dans un article paru dans le Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, qu'ils intitulèrent "A new life for sterile neutrinos: resolving inconsistencies using hot dark matter"et ils furent suivis indépendamment par les américains Mark Wyman et ses collègues puis par les anglais Richard Battye et Adam Moss le 6 février dernier avec deux articles indépendants parus dans le même numéro de Physical Review Letters.

Carte du fond diffus cosmologique (Planck Collaboration)

Les trois articles partent de la même observation : avec les paramètres établis par les données de Planck, le modèle cosmologique standard prédit beaucoup plus d’amas de galaxies que nous n’en voyons effectivement. En effet, toutes les technologies permettant de compter les amas de galaxies donnent des résultats cohérents entre eux mais en profond désaccord avec les paramètres déduits des mesures de Planck.

Mais il se trouve que les amas devraient être beaucoup moins abondants dans un Univers qui contiendrait des neutrinos stériles ayant une masse d’environ un millionième de celle d’un électron (ce qui ferait environ 0,5 eV). Cela est dû au fait que dans le modèle standard, la matière noire est considérée être constituée de particules « froides », massives, se mouvant lentement et promptes à s’accumuler. En un mot, des WIMPs. Mais si à l’inverse, une partie de la matière noire est constituée de particules « chaudes », en mouvement rapide, comme des neutrinos, les agglomérations de masse auraient lieu moins rapidement et il se serait formé, au final, moins d’amas de galaxies.

Un neutrino stérile ajouterait également un surplus de rayonnement dans l’Univers primordial, ce qui "boosterait" légèrement la valeur de la constante de Hubble estimée par Planck, résolvant par là-même le petit souci de concordance entre la valeur de la constante de Hubble estimée localement et celle estimée via les oscillations acoustiques baryoniques du CMB par Planck.
En revanche, le nouveau neutrino stérile devrait avoir des propriétés particulières afin de ne pas ajouter trop de rayonnement pour rester en cohérence avec d’autres résultats déduits des données de Planck. Il devrait ainsi être hors de l’équilibre thermique vis-à-vis des autres particules dans l’Univers primordial par exemple, ce qui est possible en théorie, mais n’apparaît pas naturel.

Cette simulation représente les structures de masse d'une portion d'Univers large de 500 millions d'années-lumière. La matière noire est en noir (logique) et les amas de galaxie en jaune, à l'intersection des filaments de matière noire (SLAC National Accelerator Laboratory)

D’autres cosmologistes qui sont farouchement contre cette nouvelle interprétation disent que le déficit en amas galactiques pourrait n’être qu’une illusion. Comme les astrophysiciens comptent les amas de galaxies qui se trouvent dans une certaine plage de masse, et comme la masse des galaxies est évaluée à partir soit de leur émission X ou soit par effet de lentille gravitationnelle, une sous-estimation de ces masses est vite arrivée et induirait mécaniquement une sous-estimation du nombre d’amas comptés. Faire de la cosmologie à partir d’un décompte d’amas galactiques apparaît très difficile et des études encore non publiées tendraient à suggérer que les amas galactiques sont plus massifs que prévu…

La controverse pourrait dans tous les cas être bientôt levée car les équipes analysant les données de Planck devraient en effet publier cette année de nouveaux résultats basés sur plus de données, et d’autre part les calibrations des mesures de masse d’amas devraient être améliorées, sans compter les expériences d’oscillométrie des neutrinos qui sont toujours en activité et à l’affût de la moindre anomalie…

Références :

A new life for sterile neutrinos: resolving inconsistencies using hot dark matter

Jan Hamann and Jasper Hasenkampb

Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 10  044 (October 2013)

Neutrinos Help Reconcile Planck Measurements with the Local Universe

Mark Wyman et al.

Phys. Rev. Lett. 112, 051302 (6 february 2014)

Evidence for Massive Neutrinos from Cosmic Microwave Background and Lensing Observations

Richard A. Battye and Adam Moss

Phys. Rev. Lett. 112, 051303 (6 february 2014) 

New Neutrino May Have Heated Baby Universe

Adrian Cho

Science Vol. 343 no. 6173 pp. 826-827  (21 February 2014)

Le Pulsar Vagabond Ultra-Rapide

Les explosions de supernovae se passent parfois bizarrement. Comme on le sait, le résidu d'une supernova est d'une part une étoile à neutron (le plus souvent sous forme d'un pulsar) ou un trou noir (selon la masse de l'étoile initiale) et d'autre part des résidus de l'enveloppe de l'étoile, comportant de très nombreux éléments chimiques.

On s'imagine souvent une explosion brutale de l'étoile, fixe, s'effondrant sur elle-même et l'étoile résidu restant en place. Mais cette image est fausse... 

IGR J11014-6103 en trois longueurs d'ondes (rayons X, radio et optique)
X-ray: NASA/CXC/ISDC/L.Pavan et al,
Radio: CSIRO/ATNF/ATCA
Optical: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF

Il se trouve que les explosions de supernovae, pour certaines raisons, peuvent être très asymétriques. Le résultat d'une telle explosion asymétrique est qu'une énorme quantité de mouvement est transférée à l'étoile résiduelle (pulsar ou trou noir), ce qui induit que le pulsar (ou le trou noir) est littéralement propulsé à très grande vitesse dans le vide interstellaire, loin de là où l'explosion a eu lieu.

Une équipe d'astrophysiciens Suisses et Allemands, menée par Lucia Pavan de l'Université de Genève, vient de découvrir exactement un tel cas impliquant un pulsar. Il s'agit du pulsar nommé IGR J11014-6103, qui se trouve dans notre galaxie. Ce pulsar est extrêmement particulier : non seulement il se déplace à une vitesse folle, comprise entre 4 et 8 millions de km/h (on peut se rappeler par comparaison la vitesse de notre soleil qui est de 800 000 km/h), mais en plus, il émet un jet de particules, une sorte de queue d'une longueur démesurée, le jet le plus long jamais observé. IGR J11014-6103 se trouve  environ à 60 années-lumière du lieu de l'explosion de la supernova qui eut lieu il y a 15000 ans, là où se trouvent toujours les résidus gazeux, et qui est situé dans la constellation de la Carène. Ce pulsar et sa traînée hors du commun ont pu être étudiés grâce au télescope à rayons X Chandra X-Ray Observatory de la NASA. 

Avec une vitesse pareille, c'est le pulsar en mouvement le plus rapide connu, et son jet s'étend sur une distance 10 fois plus grande que la distance séparant le soleil de l'étoile la plus proche de nous.... 

Vue d'artiste du télescope à rayons X Chandra (NASA)

IGR J11014-6103 produit également une sorte de cocon de particules de haute énergie qui se disperse derrière lui comme la queue d'une comète. Cette structure, qu'on appelle une nébuleuse de vent de pulsar (pulsar wind nebula) est vue pour la première fois par Chandra comme étant perpendiculaire au jet du pulsar.

La direction du mouvement du pulsar, qui signe donc son origine dans les résidus de la supernova, peut être vue directement grâce à la forme et à la direction de la nébuleuse de vent de pulsar. Les astrophysiciens qui signent cette étude dans Astronomy and Astrophysics se demandent bien pour quelle raison le jet pointe dans la direction perpendiculaire, ce qui semble tout à fait anormal.

Normalement, l'axe de rotation et les jets d'un pulsar pointent dans la même direction, celle du mouvement, ce qui n'est pas le cas ici. Les astrophysiciens ne parviennent pas à trouver une solution et évoquent déjà l'existence d'une physique un peu exotique qui doit apparaître lors de certains effondrements d'étoiles.

Une possibilité impliquerait une vitesse de rotation extrêmement rapide du cœur de fer de l'étoile qui a explosé, à des vitesses presque inconcevables pour un tel objet.

Quoi qu'il en soit, il semble bien que les jets de matière soient un élément très important dans le phénomène de l'explosion de la supernova. 

Le phénomène de supernova étant relativement courant, il apparaît également que de tels mouvements rapides d'étoiles à neutrons ou de trous noirs doivent être eux aussi assez fréquents. Par chance, les pulsars peuvent être aisément détectables, les trous noirs eux le sont moins.

Heureusement, la probabilité qu'un tel astre ultra-rapide fonce à notre rencontre est plus qu'infime, mais il est bon d'avoir conscience de l'existence de tels objets extrêmes.

Référence :
The long helical jet of the Lighthouse nebula, IGR J11014-6103
L. Pavan et al.

A&A 562, A122 (2014)

communiqué NASA/Chandra : http://chandra.si.edu/press/14_releases/press_021814.html