Une Enorme Découverte de Curiosity sur Mars dans quelques semaines ?

MISE A JOUR (21 novembre 2012) : DEMENTI OFFICIEL

Le journaliste scientifique Joe Palca de la National Public Radio (NPR) raconte une entrevue qu'il a eue avec John Grotzinger, responsable scientifique du rover martien Curiosity à Pasadena. Et ce dernier lui a annoncé à mots couverts qu'une très importante découverte de Curiosity pourrait être annoncée dans quelques semaines. "Une découverte qui sera mentionnée dans les livres d'histoire", à dit J. Grotzinger. 

Cela concernerait des données de l'instrument SAM (Sample Analysis at Mars), qui peut analyser toutes sortes de composés chimiques, principalement organiques...

Mais Grotzinger ne veut pas et ne peut pas en dire d'avantage, les scientifiques américains ayant visiblement le besoin de vérifier et revérifier ces fameuses données avant de pouvoir faire une annonce, ce qui est plutôt bon signe.

Autoportait de Curiosity sur Mars (NASA/JPL) 

Enfin une Very Big Breaking News à venir bientôt ? 

Des molécules organiques complexes ? Des bactéries, des virus ? De la vie ? Des crocodiles tout verts? En tous cas vous êtes prévenus...

Source : Big News from Mars ? Rover scientists mum for now, Joe Palca, (NPR)

Pertuis en Couleurs !

Spectacle étonnant, le Donjon de Pertuis s'est illuminé de mille couleurs ce soir, puis s'est éteint... Mais mon Canon est toujours à portée de main, heureusement... Voyez plutôt, comme un avant-goût des fêtes de fin d'année : 

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.

Record Battu, Une Galaxie à 13,3 Milliards d'Années-Lumières!

Le record de distance n'aura tenu que deux petits mois. Le 21 septembre dernier je vous annonçais la galaxie la plus lointaine, et bien le record vient d'être battu! Déjà! Oh, pas de beaucoup, celle-ci est 70 millions d'années plus loin que notre précédente recordwoman, ce qui la met à 13,3 milliards d'années de nous...

La méthode utilisée pour la débusquer est exactement la même que celle employée et décrite en septembre : l'effet d'amplification par lentille gravitationnelle par un amas de galaxies.

Cette galaxie naine s'appelle MACS0647-JD, elle se situe exactement à 420 millions d'années après le BigBang. Elle est toute petite, à peine 600 années-lumières de large, ce qui est ridicule pour une galaxie, même naine. Pour comparaison, le Grand Nuage de Magellan, qui est une galaxie naine, notre voisine, fait 14000 années-lumières, et notre Voie Lactée en fait 150000...

MACS0647-JD, galaxie naine observée 420 millions d'années après le  BigBang . Image composite obtenue avec les instruments WFC3 et ACS du télescope Spatial Hubble Credit: NASA, ESA, M. Postman, D. Coe (STScI), CLASH Team

Les astronomes du Cluster Lensing And Supernova Survey with Hubble (CLASH), le groupe international à l'origine de cette découverte, le même groupe ayant découvert la précédente détentrice du record (publié en septembre dans Nature) estiment que cette galaxie n'est peut-être qu'un petit bloc galactique en formation, en train d'agglomérer d'autres morceaux du même type, sa taille étant plus petite que ce qui serait attendu (environ 2000 années-lumières), mais il s'agit tout de même d'une galaxie.

Pour mettre au jour cette minuscule galaxie, les astronomes ont tout d'abord repéré huit galaxies assez bien visibles formant des images multiples par lentille gravitationnelle de l'amas MACS J0647+7015, qui est essentiellement composé de matière sombre. A l'aide de ces huit galaxies, ils en ont déduit la masse totale et la répartition de masse de l'amas, puis connaissant ces paramètres, ils ont pu reconstruire les objets produisant des images multiples à différentes longueurs d'ondes, et notamment ceux qui étaient très rouges (donc très distants), comme cette MACS0647-JD.

Une chose amusante et qui facilite la vie de nos chercheurs malgré ce qu'on pourrait penser, est que l'effet de lentille gravitationnelle produit trois images différentes de cette galaxie, chacune amplifiée différemment : la première par un facteur 8, la deuxième par un facteur 7 et la troisième par un facteur 2.

C'est grâce à la cohérence de ces trois images que la nature de cet objet hors norme a pu être consolidée.

Sur les 25 amas de galaxies que le programme CLASH doit scruter à la recherche de galaxies ultra-distantes par effet de lentilles, 20 ont déjà été couvert. Il est fort à parier que les observations des cinq amas restants et les programmes futurs similaires feront vite tomber ce record forcément éphémère...

Étude à paraître fin décembre dans the Astrophysical Journal.

source : NASA Hubble Space Telescope 

Lire aussi :
Découverte d'Une Galaxie à 13,2 Milliards d'Années-Lumières  
Quand la gravitation nous fait voir double (Sortir de Diaspar)

La Mort de la Supersymétrie ?

Supersymétrie. Ce mot ne vous parle peut-être pas vraiment, mais sous ce terme jargonneux se cache actuellement la principale explication de la matière noire, les WIMPs, particules massives qui interagissent très faiblement avec la matière et qui seraient justement des neutralinos, particules "supersymétriques", créées de toutes pièces par la théorie du même nom.

Il faut rappeler que la théorie de la supersymétrie a été inventée dans les années 1970 pour expliquer certaines incompréhensions du modèle standard de la physique des particules. Chaque particule standard possèderait une particule miroir supersymétrique, fermions pour bosons et vice-versa.

Mais un résultat expérimental vient de tomber au LHC dans l'expérience LHCb : la décroissance d'un méson Bs a été détectée, ayant produit deux muons. Rien d'exceptionnel me direz-vous, il s'agit de particules bien connues du modèle standard. Oui, mais non. Il se trouve que cette décroissance s'avère très rare, justement, et a été difficile à observer. 

C'est en fait la première fois qu'une telle décroissance a pu être observée, et son taux de production mesuré est de 3 pour 1 milliard (3 décroissances de ce type pour 1 milliard de décroissances du méson Bs).

Décroissance du méson Bs en deux muons.

C'est justement cette rareté qui est troublante pour la supersymétrie. En effet, de nombreux modèles supersymétriques (oui, il y en a de nombreux, au fait) stipulent que cette décroissance du méson Bs en un muon+ et un muon- devrait être au contraire très fréquente! Le fait qu'elle a été détectée très rarement indique que la Supersymétrie pourrait tout simplement être une théorie fausse (en tous cas la plupart de ses variantes).

Plus exactement, ce résultat indique que le modèle standard serait bien correct... Les plus fervents supersymétristes comme l'anglais John Ellis restent toutefois optimistes en considérant qu'il reste toujours des modèles supersymétriques valides avec cette mesure. Mais la maison SUSY semble commencer à se fissurer, et avec elle l'explication la plus élégante de la matière sombre...

source : 

Firt evidence of B0 ->µ+ µ- decay

LHCb Collaboration

arXiv 1211.2674

Quand l'Expansion de l'Univers Ralentissait : Première Mesure Directe

Cela fait environ 5 milliards d'années que l'expansion de l'Univers s'accélère, grâce à (ou à cause de) la mystérieuse énergie noire. Dans un article publié aujourd'hui en preprint sur ArXiv et à paraître sous peu dans Astronomy&Astrophysics, des astrophysiciens français et américains publient pour la première fois un résultat de la mesure du taux d'expansion de l'Univers à une époque très reculée, juste 3 milliards d'années après le BigBang. Et ils montrent qu'à cette époque là, l'Univers ne s'était pas encore "libéré" de la gravitation : son expansion ralentissait...

C'est grâce à une nouvelle technique, un peu similaire à celle employée par les astronomes américains qui ont dénombré toutes les étoiles via leur lumière fossile que cette mesure a pu être effectuée : les français et leurs collègues ont utilisé eux aussi la lumière puissante de phares lointains (des quasars en l'occurence), qui leur a permis de mesurer la quantité d'hydrogène située entre les quasars en question et nous.

C'est en mesurant le spectre de ces quasars en spectrographie que l'on parvient à voir toute une forêt de raies d'absorption caractéristiques de l'hydrogène intergalactique (les raies Lyman alpha).

Principe de la mesure (quasars en rouge) [LBNL]

Le programme scientifique dont est issue cette mesure est le Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III), qui utilise le télescope de 2.5 m de la Sloan Foundation. La quantité de gaz ainsi calculée à l'aide de plusieurs dizaines de milliers de quasars permet ensuite de créer une véritable carte des étendues gazeuses en trois dimensions de l'Univers distant avec une grande précision.

 Cette nouvelle mesure est fondée sur les données du BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) qui est l'un des quatres surveys de SDSS-III. Il met en oeuvre les techniques développées depuis 2005 qu'on appelle les oscillations baryoniques acoustiques (ou BAO), ou comment des toutes petites variations dans la distribution de matière de l'univers très primordial permettent de comprendre la taille de l'Univers à différentes époques de son histoire.
Il était impossible d'observer des galaxies ultra-lointaines de part leur très faible luminosité, c'est donc vers le gaz intergalactique que ce sont tournés les astrophysiciens français et leurs collègues américains.

Toute la difficulté consiste à reconstruire une quantité de données en une dimension (les lignes de visées des milliers de quasars utilisés) pour en faire une carte en trois dimensions.
Et dans cette nouvelle mesure, ce sont pas moins de 50000 quasars qui ont été utilisés. Alors que la précédente étude du même genre, qui en utilisait que 10000, n'avait pas pu déceler les variations de BAO, celle-ci offre enfin une belle vision des Oscillations Acoustiques Baryoniques! Timothée Delubac, du CEA et membre de l'équipe dit :"Nous ne regardions qu'à des échelles auxquelles nous nous attendions à ne pas voir de BAOs, mais quand nous nous sommes focalisés sur la bonne échelle, nous avons vécu un moment de grande excitation : le pic de BAO était là, devant nous, exactement là où il aurait dû être si l'énergie noire était une constante de l'espace lui-même!".

Évolution du taux d'expansion mesuré (BOSS Lyman-alpha team, LBNL)

 
Cette nouvelle mesure du pic de BAO, combinée avec d'autres mesures du même pic d'oscillations à d'autres époques cosmiques, permet de dessiner très précisément comment a évolué l'Univers dans le temps. 

Et l'image est conforme avec les théories en vigueur aujourd'hui : l'énergie noire est une partie de l'espace à part entière. Peut-être que le plus fascinant dans cette mesure, c'est qu'elle permet de voir pour la première fois comment agissait l'énergie noire avant que ne commence l'accélération actuelle de l'expansion.
Les mesures de BOSS montrent très clairement que l'expansion ralentissait il y a 11 milliards d'années, du fait de l'attraction mutuelle de toutes les galaxies de l'Univers. Et quand l'Univers s'est étendu, la force répulsive - constante - associée à cette fameuse énergie noire à commencé à dominer sur la force de gravitation, et l'expansion à devenir constante durant un temps très court puis accélérant à jamais... (?)

SDSS-III n'en a pas fini pour autant, il poursuit sa collecte de lumières diverses avec au menu plus d'un million et demi de galaxies et plus de 160000 quasars... Il aura permit de transformer la technique innovante de "la forêt Lyman alpha" en une technique standard pour étudier l'Univers lointain.

source : Collaboration SDSS III 

Pour tout savoir sur les Oscillations Acoustiques Baryoniques, voir : BAO - Un étalon Cosmique (Sortir de Diaspar)

 

Automne rime avec Jupiter et Dobson

 Et une petite Juju prise sur le vif dans le jardin hier soir, une! (ou plusieurs...)

Canon 1000D au foyer du Dob, poses de 1/80 s, (composition avec ImageJ)

Dobson Sky Watcher 254 mm F/4.7 TV Panoptic 24 mm, TV Nagler 13 mm, TV Nagler 3.5 mm, HR planetary 5 mm, Plössl 10 mm, Plössl 25 mm, Barlow TV x2 filtres Moon et OIII, Guided by Telrad

Diamétrite

C'est une maladie. En fait, une maladie probablement incurable. Comment revenir en arrière ? Car on le sait, plus le diamètre du miroir d'un télescope est grand, plus la quantité de lumière captée est importante, ce qui induit une amélioration de nombreux paramètres : magnitude limite accessible, résolution théorique, ainsi que grossissement accessible.

Donc on obtient à la fois un meilleur contraste sur les objets de faible luminosité ainsi que des détails insoupçonnés dans les structures observées, que ce soit des splendeurs du ciel profond ou bien du planétaire...

Peut-on imaginer passer d'un diamètre de 254 mm à un 114 mm par exemple ? Non.

Je ne parle pas ici de changer de technique comme passer du visuel/dessin à l'astrophoto, non. Restons des acharnés de nos yeux rhodopsinés. On ne peut pas revoir un diamètre à la baisse, ça n'existe pas, on ne peut pas, on ne peut que le voir à la hausse. Diamétrite...

Le premier symptôme ? Moins d'un an après avoir reçu mon 254 mm, je commence à refaire des petits calculs, du genre: "ah ouais si j'avais un 305 mm, j'aurais 44% de lumière en plus, ça dépend du carré... ça va vite...". Diamétrite...

Deuxième symptôme : faire des courbes dans un tableur des paramètres mentionnés ci-dessus, avec le diamètre en abscisse et chercher l'optimum.... y compris le paramètre "coût", parce qu'il faut bien se projeter.... et donc retourner sur les sites de magasins astro pour aller comparer les prix de télescopes plus gros, sans aucune considération pour la logistique sous-jacente (le tube tiendrait-il dans la voiture ?, serait-il portable par un seul être humain normalement constitué, certes atteint du grave symptôme de Verylarge ?). Diamétrite!

Troisième symptôme grave : baver littéralement devant les Dobsons démesurés fabriqués par quelques malades en phase terminale, et qui ce plaisent à raconter (et à montrer!) leurs exploits. Crever de jalousie face à ces monstres et se dire que ce n'est qu'une question de pouvoir d'achat après tout, mais aussi de temps de bricolage, tout ça bien sûr sans avoir aucune idée du savoir-faire sous-jacent requis. Diamétrite ?

Mais la diamétrite, maladie atrocement douloureuse (pour le porte monnaie comme pour le dos), possède aussi des complications terribles. Il s'agit d'une part de la bénigne (?) Naglerite, de la moins bénigne Ethosite, et d'autre part de l'horrible Pentaxite...

Ces complications peuvent être aiguës. Car évidemment, plus le pouvoir magique d'un diamètre important est accessible, moins on aurait envie de le gâcher. Il faut alors des oculaires fabuleux pour profiter pleinement de tous ces photons si difficilement arrachés à leur sort qui était de s'écraser comme de vulgaires mouches sur le sol rocailleux d'une garrigue peuplée de chouettes et de sangliers affamés...

Et pour attraper tous ces photons et les faire gentiment converger vers notre rétine éblouie par tant de rhodopsine, rien de mieux qu'un Ethos ou un Pentax à défaut de Nagler...  Si ces noms ne vous disent rien, ne vous en faites pas, ils vous diront quelque chose bientôt.

Du grand champ, du grand diamètre! Même combat. La diamétrite a ses quelques inconvénients... Mais Galilée en son temps en était déjà atteint, alors... Est-ce grave docteur ?

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

Un Oeuf autour de Saturne

Il y a un œuf en orbite autour de Saturne. Regardez bien ce petit satellite de seulement 3 kilomètres de diamètre qui s'appelle Méthone, et qui a été observé de près par la sonde Cassini au printemps dernier, n'a-t-il pas l'air d'un oeuf ? 

Méthone vu par la sonde Cassini (NASA/ESA/JPL)

Outre sa forme ovoïde, Méthone possède une singularité remarquable : il est tout lisse, comme un oeuf, donc. Aucun cratère n'a pu être décelé à sa surface, seulement des zones un plus plus foncées. Une telle surface lisse visuellement depuis une sonde assez éloignée tout de même laisse penser qu'il est en fait constitué non pas d'une surface solide, mais d'un tas de petits caillous agrégés les uns avec les autres, voire un gros tas de sable... 

Quand une météorite vient le percuter, il se forme un cratère d'impact mais qui est très vite résorbé par le réarrangement du tas de sable par gravité.

Ce ne serait pas le premier objet du système solaire à posséder des zones sableuses agrégées, d'autres petits satellites de Saturne ont montré des petites zones lisses inhabituelles de ce type comme Telesto, Calypso ou encore Pandora.

Mais Méthone est pour le moment le seul à ressembler à la tête d'un énarque ...

Dobson Sky Watcher 254 mm F/4.7 TV Panoptic 24 mm, TV Nagler 13 mm, TV Nagler 3.5 mm, HR planetary 5 mm, Plössl 10 mm, Plössl 25 mm, Barlow TV x2 filtres Moon et OIII, Guided by Telrad

Un Nouveau Journal : Physics of the Dark Universe

Qu'on se le dise ! L'éditeur scientifique Elsevier lance un nouveau journal à comité de lecture entièrement consacré au noir et au sombre (la matière noire et l'énergie sombre, les domaines les plus chauds de l'époque en d'autres termes).
Il se nomme Physics of the Dark Universe, un beau titre s'il en est.

Ce journal a une grande particularité, outre sa spécialisation alléchante : il est en accès entièrement libre et uniquement en format électronique. Tout le monde peut y avoir accès gratuitement sans abonnement.

Les domaines annoncés par l'éditeur qui seront traités dans cette revue qui se veut innovante avec la présence de contenu multimédia (vidéos, images interactives, et même logiciels) sont les suivants :
- la nature de la matière noire sous forme de particules
- les recherches directes de matière noire
- les recherches indirectes de matière noire
- les recherches de matière noire auprès de collisionneurs (incluant le LHC)
- les études théoriques sur la physique de la matière noire
- les études sur les modèles existants et nouveaux de matière noire (par exemple Supersymétrie, extra dimensions, axions, etc)
- les recherches de WIMPs de faible masse
- les observations et résultats expérimentaux associés aux propriétés de l'énergie sombre
- les nouvelles expériences, prévisions et méthodes pour l'observation de l'énergie sombre
- les modèles et propriétés théoriques de l'énergie du vide, quintessence, gravité modifiée, de l'énergie sombre en général et de ses explications alternatives

Les premiers articles ont été publiés le 7 novembre. Le tout premier d'entre eux est produit par un physicien dont nous avons déjà parlé ici : Dan Hopper, du Center for Particle Astrophysics à Fermilab, (Batavia, Illinois). Il revient sur les évidences expérimentales qui convergent toutes selon lui vers l'existence de WIMPs de faible masse, de l'ordre de 10 GeV.

Il met en avant toute une série de résultats, à la fois de méthodes de détection indirectes (les spectres et distributions angulaires de rayons gamma du centre galactique, l'émission synchrotron des filaments "radio" de la voie lactée, l'émission synchrotron diffuse du centre galactique), et de méthodes directes en montrant que les résultats des expériences DAMA/LIBRA, CoGent et CRESST sont compatibles entre eux et que l'incompatibilité apportée par l'expérience XENON100 pourrait disparaître si (et seulement si) les WIMP possèdent un couplage différent avec les protons et les neutrons (ce qu'on ignore totalement aujourd'hui), et si le xénon liquide s'avère en fait inadapté à la détection de noyaux de reculs de très basse énergie, ce que certains résultats tenderaient à montrer...


Bref, ce journal débute son existence sur les chapeaux de roues, et il est fort à parier que vous n'avez pas fini d'entendre parler de Physics of the Dark Universe (ou Dark Universe pour faire plus court) dans les colonnes de Ça se Passe Là-Haut...


Site de Physics of the Dark Universe :
http://www.sciencedirect.com/science/journal/22126864

Flux RSS de Physics of the Dark Universe :
http://rss.sciencedirect.com/publication/science/22126864

Un Détecteur de Matière Noire à base d'ADN

Katherine Freese est une astrophysicienne théoricienne pleine d'imagination, ce qui est plutôt intéressant pour une théoricienne. Cette chercheuse de l'Université du Michigan s'intéresse depuis de longues années à l'un des problèmes actuels les plus importants en astrophysique et en cosmologie : la matière noire (ou matière sombre).

Avec son équipe et un collaborateur biologiste, elle vient de proposer un concept de détecteur très innovant qui pourrait permettre de détecter très efficacement une caractéristique cruciale des WIMPs, à savoir leur direction, et avec une très grande précision.

Schéma du concept de détecteur de WIMPs à ADN (A. Drukier, K. Freese)

En effet, comme on le sait, le système solaire étant en rotation autour du centre galactique et plongé dans un halo de matière noire sous forme de WIMPs (hypothèse la plus couramment admise), et la Terre tournant autour du Soleil, il résulte une modulation apparente du flux de WIMP. C'est le signal qui est recherché par les expériences de détection directe des WIMPs. Mais il s'avère qu'il est aujourd'hui impossible de pouvoir mesurer la direction d'incidence des particules fantômatiques que sont les WIMPs. Or c'est en observant leur direction d'origine qu'on pourra être catégorique sur la nature galactique de la modulation annuelle observée. L'enjeu est de taille.

Pour connaître la direction des WIMPs qui font reculer les noyaux d'atomes par collision élastique, il faut pouvoir mesurer la direction du noyau qui recule, c'est aussi simple que ça. Mais les meilleurs détecteurs actuels, qu'ils soient des semiconducteurs, des cristaux scintillateurs ou bien des chambres d'ionisation à gaz, ne produisent des reculs de noyaux qui ne sont que de quelques nanomètres alors que la résolution spatiale de ces détecteurs n'est que de quelques micromètres, soit 1000 fois plus.

L'idée, assez géniale, de Katherine Freese est d'utiliser la biologie. Et plus exactement des systèmes biologiques que l'on maîtrise parfaitement aujourd'hui : l'ADN, sa multiplication et son analyse automatisée.

Le but est de parvenir à reconstruire la direction des WIMPs via la direction des noyaux d'atomes qui sont impactés, avec une résolution nanométrique. Quoi de mieux qu'un simple-brin d'ADN, parfaitement connu, et dont on peut connaître avec une très grande précision le lieu de cassure éventuelle ?

Flux de reculs moyenné dans le temps, en coordonnées galactiques (pour des WIMPs de 100 GeV, section efficace de 10-6 pb, modèle de halo standard avec une densité de 0.3 GeV/cm3; A. Green

Voici la méthode proposée : des milliers de simples-brins d'ADN sont produits avec une suite de bases bien choisies (A, C, T, G, A, C, etc, par exemple) et sont accrochés sur une feuille de métal de numéro atomique élevé, de l'or dans l'idée publiée.

Les WIMPs interagissent dans la feuille d'or et produisent des "noyaux de recul", qui vont pouvoir s'échapper de la feuille et vont ensuite se déplacer parmi les milliers de brins d'ADN situés en dessous. Lorsqu'un noyau lourd d'or rencontre un brin d'ADN, il le coupe littéralement. On obtient alors, lorsque de nombreux WIMPs vont faire de même, une série de brins d'ADN qui se retrouvent coupés à différents endroits.

Grâce aux techniques maintenant classiques de biologie moléculaire (la PCR, polymerase chain reaction), on arrive à amplifier l'ADN par un facteur de l'ordre du milliard. Une seule cassure de brin d'ADN devient tout à fait visible. En traitant l'ensemble des brins qui étaient suspendus à la feuille d'or, on peut obtenir une véritable trace indiquant la direction prépondérante des noyaux d'or, et donc des WIMPs...

Non seulement une résolution spatiale 1000 fois meilleure pourrait être obtenue par rapport aux meilleurs détecteurs actuels, permettant de mesurer la direction incidente, mais ce type de détecteur serait également sensible aux WIMPs de très basse énergie, ce que n'offrent pas tous les détecteurs classiques. De plus, il serait très peu sensible au bruit de fond, ne nécessitant ainsi pas forcément d'être installé en labo souterrain. Il ne nécessiterait pas non plus d'être refroidi à des températures cryogéniques.

Qui plus est, malgré une masse d'or nécessaire de l'ordre de 1 kg, ce type de détecteur serait a priori moins cher que ce qui se fait de mieux aujourd'hui et même plus polyvalent, l'or pouvant être remplacé par d'autres métaux pour explorer la masse et la section efficace des WIMPs par exemple...

Avec tous ces avantages si alléchants, il ne reste plus qu'à prouver la faisabilité expérimentale d'un tel dispositif, en espérant que cela puisse aboutir avant que d'autres expériences plus colossales soient arrivées au but plus rapidement...

biblio :

New Dark Matter Detectors using DNA for Nanometer Tracking
Andrzej Drukier, Katherine Freese et al.

Arxiv  1206.6809 v1 (28 juin 2012)

Optimizing WIMP directional detectors

A. Green et al.

Astroparticle Physics vol. 27, (mars 2007), p. 142-149

Fermi Mesure le Nombre total d'Etoiles de l'Univers

Le secret est enfin dévoilé ! Une équipe d'astronomes a annoncé au cours d'une conférence de presse organisée par la NASA aujourd'hui qu'ils ont réussi pour la première fois à mesurer le fond extragalactique de lumière stellaire avec une très grande précision, grâce au télescope orbital Fermi. Cette lumière est appelée en anglais Extragalactic Background Light (EBL). Le EBL (pour faire court) est tout simplement la lumière résiduelle de toutes les étoiles.

C'est une lumière (essentiellement ultraviolette et visible) qui se propage entre les galaxies, que les étoiles qui lui ont donné naissance soient toujours en activité ou bien déjà éteintes depuis longtemps, proches ou lointaines, leur lumière voyage toujours, aussi faible soit-elle.

Blazars (points verts) utilisés dans cette étude (NASA)

Pour mesurer la quantité d'EBL, les astrophysiciens américains ont utilisé une méthode très subtile : ils ont utilisé des sortes de phares cosmiques éclairant ce brouillard de lumière que forme l'EBL. 

Les phares cosmiques en question sont ce qu'on appelle des Blazars, des galaxies actives possédant un trou noir supermassif et qui émettent de grosses quantités de rayons gamma dans notre direction.

Le télescope Fermi détecte les rayons gamma en provenance d'un grand nombre de blazars (150, répartis sur tout le ciel, ont été utilisés pour cette étude). Mais l'astuce consiste à observer l'atténuation des rayons gamma (de très haute énergie dois-je le préciser), atténuation qui est due aux interactions des rayons gamma du blazar avec les photons de lumière de l'EBL. En effet, ces derniers peuvent interagir en produisant des paires électron-positron. Il se forme alors des "trous" dans le spectre en énergie des rayons gamma détectés par Fermi.

Evolution de la courbe d'atténuation selon l'époque (NASA)

L'équipe menée par M. Ajello du SLAC à Stanford a utilisé des blazars situés à trois époques différentes de manière à voir comment évolue dans le temps cosmique la quantité d'EBL, et donc indirectement le nombre d'étoiles. 

Car à partir de la quantité de lumière de fond extragalactique (l'épaisseur du brouillard), ils parviennent à obtenir le nombre d'étoiles ! Ou plus exactement la densité d'étoiles.

Et combien trouvent-ils, nos chers amis ? Je vous donne le chiffre : 1,4 étoile pour 100 milliards d'années-lumière cube.

Cela revient à dire que en moyenne, deux étoiles sont séparées par une distance de 4150 années-lumières.

Schéma du principe des mesures d'atténuation gamma à différentes époques (NASA).

Mais il y a un résultat encore plus intéressant : en regardant l'évolution de l'atténuation des rayons gamma en fonction de leur énergie et en fonction de l'époque, il a été observé que la majorité des étoiles se sont formées dans les 3 premiers milliards d'années de l'Univers : la formation d'étoiles a connu un pic à t=3 milliards d'années environ et n'a cessé de décliner ensuite.

L'observation de l'EBL était l'un des buts du satellite Fermi, qui fut lancé en 2008. En accomplissant ce lever de voile sur la formation des premières étoiles, il prépare la future mission du James Webb Télescope qui aura pour objectif, lui, d'observer directement la formation de ces premières étoiles...

Annonce d'une découverte par Fermi : conf NASA Jeudi 1er Novembre

On vient d'apprendre que la NASA, qui gère le satellite gamma Fermi, organise une conférence de presse Jeudi 1er Novembre à Washington au sujet d'une découverte concernant l'Univers primordial....

C'est suffisamment étonnant pour être remarquable, et pour le moment l'embargo sur les détails tenu par la revue Science est respecté...

Détails sur l'heure, le lieu et les participants :
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2012/oct/HQ_M12-209_FERMI_Telecon.html
NASA's Fermi to Reveal New Findings About the Early Universe 

RENDEZ-VOUS JEUDI à 19H HEURE FRANCAISE POUR SUIVRE CETTE ANNONCE EN DIRECT ici :
http://www.nasa.gov/news/media/newsaudio/index.html


MISE A JOUR 1ER NOVEMBRE : la découverte annoncée, voir ici : http://drericsimon.blogspot.fr/2012/11/fermi-mesure-le-nombre-total-detoiles.html 

Le Canon à Neutrons de Curiosity pour Détecter l'Eau Martienne

Le robot Curiosity qui se promène actuellement sur Mars est bourré d'instruments. Il est notamment équipé d'un instrument de mesure nucléaire très intéressant. Il s'agit ni plus ni moins de détecter la présence d'eau ou de minéraux hydratés dans une couche de 1 m de profondeur en dessous du robot...

Cet outil hors norme est appelé le DAN, pour Dynamic Albedo of Neutrons. De quoi s'agit-il et comment marche-t-il ? 

Le DAN est constitué d'un canon à neutrons énergétiques et de détecteurs de neutrons thermiques (peu énergétiques). Le "canon", qu'on appelle dans notre jargon un générateur électrostatique, produit des réactions de fusion nucléaire entre des ions de deutérium accélérés  (isotope stable de l'hydrogène) et une cible contenant des noyaux de tritium (isotope radioactif de l'hydrogène), la même réaction de fusion que celle qui sera utilisée dans le réacteur expérimental ITER, à une toute autre échelle...

Position du DAN sur Curiosity (NASA/JPL)

Les réactions de fusion entre deutérium et tritium produisent des noyaux d'hélium (particules alpha), ainsi que des neutrons monoénegétiques de 14.1 MeV exactement. Ces neutrons énergétiques sont donc émis vers le sol martien et peuvent y parcourir jusqu'à environ 1 m en perdant petit à petit leur énergie. L'une des caractéristiques très utiles des neutrons est leur grande propension à interagir avec les noyaux d'hydrogène, notamment par diffusion : ils rebondissent sur les protons comme des boules de billard pourraient le faire (on parle de diffusion élastique).

En positionnant des détecteurs de neutrons à la bonne position sur le rover, on peut alors détecter d'une part si il y a de la matière hydrogénée (de l'eau) dans le sol mais aussi combien il y en a et à quelle profondeur.

Les détecteurs utilisés pour détecter des neutrons sont des détecteurs à gaz (de l'hélium-3 sous pression), qui permettent de compter tous les neutrons qui arrivent, quelle que soit leur énergie.

Cette technique a déjà été et est encore utilisée dans l'industrie de l'exploration pétrolière où ce même type de générateur de neutrons et détecteurs sont descendus dans des puits de forage afin de déterminer la présence d'hydrocarbures (riches en hydrogène).

Schéma du principe de l'interrogation neutronique du sol  (NASA)

Sur Curiosity, le générateur de neutrons conçu et exploité par une équipe Russe (une large collaboration de l'Institut de Recherches Spatiales de Moscou, du All Russia Research Institute of Automatics à Moscou et du Joint Institute of Nuclear Research de Dubna) émet ses neutrons par pulses successifs, et les neutrons revenant du sol sont détectés entre chaque pulse, de cette manière, les détecteurs ne sont pas aveuglés par les neutrons primaires émis par le générateur. De plus, le flux de neutrons est mesuré en fonction du temps après chaque pulse, les courbes temporelles fournissant des signatures très nettes de la présence d'hydrogène et de sa localisation. 

La signature est rendue encore plus claire par une sélection en énergie des neutrons arrivant au détecteur par l'utilisation d'un filtre de cadmium. Plus les neutrons qui reviennent du sol sont énergétiques, moins il y a d'hydrogène, et d'eau.

Les scientifiques espèrent trouver de l'hydrogène sur Mars sous deux formes : de la glace d'eau, bien sûr, mais aussi de l'eau sous forme de molécules d'hydrates insérées dans les cristaux rocheux.

L'instrument a produit ses premiers neutrons le 17 août 2012. Il  est utilisé quand le rover est à l'arrêt. des mesures de courte durée (inférieures à 2 minutes) permettent d'obtenir une estimation de la distribution d'hydrogène "eau-équivalent" avec une précision d'environ 1%. Des mesures plus longues (environ 30 minutes), sont nécessaires pour déterminer la répartition verticale de l'eau avec une précision sur la masse (inégalée) de 0.1%...

Un bel exemple de physique nucléaire appliquée au service de la planétologie.

Des Bandes Nuageuses sur Uranus

 De toutes nouvelles images à haute résolution de l'autre planète bleue, Uranus, viennent d'être rendues publiques et montrent des choses encore inexpliquées... De jolies bandes, à l'image de ce que qu'on connaît mieux sur Jupiter et Saturne, et d'autres phénomènes...

Uranus. Credit: Lawrence Sromovsky, / University of Wisconsin-Madison

Uranus, qui est la septième planète de notre système, est une petite géante composée essentiellement de méthane, d'eau, d'ammoniac et d'hydrocarbures, le tout à des températures très fraîches et sous haute pression.

Elle a été en quelques sorte redécouverte en 1986 quand la sonde Voyager 2 la frôla et fit ses plus célèbres clichés, montrant une planète bleu-vert, à l'aspect relativement uniforme.

L'image que nous offrent les physiciens de l'Université du Wisconsin qui ont scruté Uranus avec le télescope Keck II, situé à Hawaï, est bien différente et pourrait presque être considérée comme une nouvelle redécouverte de ce monde lointain.

Cette nouvelle image est le fruit d'une combinaison de plusieurs images prises dans l'infra-rouge. L'équipe de Lawrence Sromovsky ont utilisé cette technique pour réduire au maximum le bruit de fond et découvrir de nouveaux détails sur l'atmosphère uranienne. Ces résultats ont été annoncés la semaine dernière lors de la 44ème rencontre annuelle de l'American Astronomical Society’s Division of Planetary Sciences qui s'est tenue à Reno, Nevada.

Uranus vue par Voyager 2 (NASA/JPL)

 
Et ce que révèlent ces images sont de nombreuses nouveautés sur Uranus : des nuages en mouvement, des ouragans énormes, et des formes d'ondulations jamais vues nulle part auparavant, qui se situent juste au sud de l'équateur de la planète.
Les motifs d'ondulation en forme de tresse pourraient être dus à des phénomènes de cisaillement du vent ou des instabilités atmosphériques, mais c'est encore une grosse inconnue...

Les données montrent également que des nuages d'hydrogène, d'hélium et de méthane se déplacent à des vitesses de l'ordre de 900 km/h... 

Les images ont également permis de révéler des bandes autour d'Uranus, mettant en évidence une bizarrerie importante de la planète. Uranus est inclinée presque complètement sur ​​le côté, avec les bandes de nuages qui apparaissent ainsi verticales et non horizontales ​​comme celles de Jupiter. 

De plus, le pôle Nord de Uranus possède d'inhabituelles taches de convection qui indiquent probablement la présence d'un ouragan polaire gigantesque.

Uranus vue par Hubble Telescope (NASA)

Les systèmes météorologiques paraissent tout de même relativement stables sur Uranus, à l'image de ce qu'on connait sur les autres géantes gazeuses, les cyclones restant le plus souvent à la même latitude pendant des années.

Il faut garder en tête que c'est le Soleil qui fait le climat, et aussi sur Uranus. Or il est 900 fois moins lumineux sur Uranus qu'en Provence... 

Mais il semblerait que certaines tempêtes uraniennes montrent des changement incompris dans leur forme et leur taille et semblent plus puissantes que ce qu'elles devraient être compte tenu du faible éclairement solaire disponible...

Le monde d'Uranus redécouvert nous montre que notre système solaire est d'une richesse complexe. Tout semble encore à découvrir, même dans notre voisinage...

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