Comment faire de l'anthropologie avec les Neutrinos (Etienne Klein)

A écouter!

Et si les neutrinos vous passionnent, vous interpellent ou vous intriguent, jetez donc un œil sur mon roman Soixante Nanosecondes où il en est question (je vous l'offre gratuitement)  ... C'est là...

 

La (Astro)Physique des Gamma Ray Bursts

L’origine des GRB (Gamma Ray Bursts), ces énormes émissions de rayons gamma en provenance de trous noirs, est encore aujourd’hui mal comprise. Deux processus physiques sont en compétition pour l’expliquer, tous les deux sont issus du phénomène de disque d’accrétion apparaissant autour des trous noirs.

La première hypothèse fait intervenir une montée en énergie de photons gamma ou X par diffusion Compton inverse d’électrons très énergétiques, eux-mêmes accélérés par le champ magnétique monstrueux produit par le disque d’accrétion du trou noir : les électrons fournissent une partie de leur énergie cinétique aux photons par collision élastique.

La seconde hypothèse est fondée sur le phénomène de rayonnement synchrotron : les électrons tournant à des vitesses relativistes produisent dans leur trajectoire circulaire des rayons X très énergétiques.

Illustration du phénomène observé dans GRB 120308A (NASA's Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger)

Une observation singulière d’un GRB vient d’être reportée par une équipe d’astrophysiciens anglais, slovènes et italiens. Elle permet de connaître un peu mieux les fondements physique de ces émissions hors norme et de pencher fortement sur l’une des deux hypothèses…

Le point clé qu’il fallait pouvoir observer est la présence ou non d’un champ magnétique ordonné dans ce GRB dénommé GRB 120308A.

Le champ magnétique joue un rôle fondamental dans les phénomènes associés aux trous noirs. La matière qui s’accrète autour d’un trou noir dans une rotation extrême se trouve à l’état de plasma, électrons, protons, et autres noyaux séparés les uns des autres. Le mouvement rapide des charges électriques (un courant électrique) produit immédiatement un champ magnétique dans le disque d’accrétion lui-même, qui possède une haute conductivité électrique. Dans le cas d’un disque d’accrétion en rotation très rapide, le champ magnétique est dit « comprimé ».

Production de courant dans un disque
de Faraday(http://www.ampere.cnrs.fr)

Et ce type de champ magnétique, associé à un mouvement de rotation conduit à la réalisation du phénomène connu sous le nom de « disque de Faraday » : un générateur électrique délivrant un courant et une tension gigantesques, avec une polarité constante. Ce phénomène a été mis en évidence dès 2002 dans les trous noirs.

Des boucles de champ produites à grande échelle dans le champ magnétique hélicoïdal qui tisse le plasma  peuvent ensuite créer des sortes de faisceaux étroits collimatés avec des angles d’ouverture de quelques degrés seulement, d’où vont pouvoir s’échapper les particules chargées, accélérées à des vitesses relativistes (99% de la vitesse de la lumière).

Quand le jet de particules chargées interagit avec le milieu entourant le trou noir (nuages de gaz principalement), vont apparaître deux ondes de choc : l’une vers l’avant et l’autre en rebond vers l’arrière. 

Liverpool Telescope (R. Smith)

Il se trouve que la seconde onde de choc de rebond, se situe en majorité dans le domaine des longueurs d’onde visibles. C’est en observant cette lumière particulière visible dans GRB 120308A que notre équipe européenne a pu déduire la présence de polarisation dans le champ magnétique. Ils ont pour cela utilisé le télescope robotisé de 2 m de Liverpool (situé aux Canaries, oui, parce qu'à Liverpool... ce serait un peu plus compliqué), sur lequel était monté un polarimètre spécial appelé RINGO2 (les liverpuldiens sont prévisibles…).

Mesurer la polarisation de la lumière permet de savoir si cette lumière est passée à travers un champ magnétique lui-même polarisé. J. Mundell et ses collègues ont mesuré une composante linéaire de polarisation de 28%. Cette valeur très élevée est proche du maximum de polarisation qui peut être produit par des électrons émettant un rayonnement synchrotron dans un jet relativiste transportant un champ magnétique ordonné.

C’est la première fois que l’on parvient à déterminer précisément une telle polarisation dans la lumière de décroissance d’un GRB.

Non seulement cette observation confirme le modèle du disque de Faraday pour les trous noirs, permettant d’expliquer la production de fins jets de matière, mais elle permet en outre de pencher fortement pour le processus du rayonnement synchrotron comme étant le processus à l’origine de l’émission des Gamma Ray Bursts.

Référence : 

Highly polarized light from stable ordered magnetic fields in GRB 120308A

C. G. Mundell et al.

Nature  504, 119–121 (05 December 2013)

Tango pour un Couple de Trous Noirs Supermassifs

Une équipe d'astronomes vient de découvrir ce qui ressemble bien à un couple de trous noirs supermassifs tournoyant l'un autour de l'autre comme des danseurs de tango déments...

Cette très rare observation a pu être effectuée grâce au Wild Field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA.

Des observations continues avec le télescope australien ATCA (Australian Telescope Compact Array) et le Gemini South au Chili ont révélé une structure étonnante dans la galaxie hôte, comme si le jet de matière de l'un des trous noirs était déformé par le second. 

"Nous pensons que le jet d'un des deux trous noirs est mis en mouvement par l'autre, comme une sorte de danse avec des rubans..." dit Chao-Wei Tsai, l'auteur principal du papier décrivant cette découverte qui est publié dans the Astrophysical Journal du 10 décembre.

Vue d'artiste d'un couple de trous noirs supermassifs (NASA)

Les deux trous noirs paraissent de fait très liés gravitationnellement. Cette découverte devrait permettre aux astrophysiciens de mieux comprendre comment se forment les trous  noirs supermassifs à partir de fusions de trous noirs déjà très massifs.

Le satellite WISE avait scanné tout le ciel en infra-rouge avant d'être mis en hibernation en 2011. C'est ce satellite que la NASA a décidé de remettre en service pour une tout autre recherche, celle visant à trouver des astéroïdes géocroiseurs (projet NEOWISE).

Les astrophysiciens se sont plongé dans les données de WISE première époque pour scruter des millions de trous noirs supermassifs au centre de galaxies, jusqu'à ce qu'ils tombent nez à nez avec le phénomène, qui fut baptisé WISE J233237.05-505643.5.

Peter Eisenhardt, du JPL (Jet Propulsion Lab) de la NASA qui est le responsable de WISE raconte qu'au début, ils avaient pris cette galaxie aux propriétés si inhabituelles pour une galaxie produisant une quantité considérables d'étoiles à un taux démesuré, mais en s'y penchant de plus près, il ne pouvait s'agir en fait que de la spirale sans fond de deux trous noirs géants.

Lorsque deux galaxies entrent en collision, ce qui est relativement fréquent, les trous noirs de chacune d'elles se retrouvent inéluctablement attirés l'un sur l'autre, et finissent par former un couple de trous noirs supermassifs, qui se tournent autour jusqu'à finir par fusionner pour former un trou noir deux fois plus gros (dans le cas où les deux TN supermassifs étaient de masse équivalente bien sûr, ce qui est rarement le cas).

NGC 2623 : deux galaxies en train de fusionner,
avec une intense activité centrale (Hubble Legacy/NASA/ESA)

La danse (macabre) débute généralement lentement, quand les deux TN sont séparés de plusieurs dizaines de milliers d'années lumière. C'est surtout ce type de binaires que l'on parvient à détecter.

Et les deux trous noirs ne cessent ensuite de spiraler l'un vers l'autre jusqu'à n'être plus séparés que par quelques années lumières. Seulement quelques spécimens de ce genre, binaires très resserrés ont jusqu'ici pu être identifiés, tous situés assez proche de nous. 

Le problème est que ce type d'objet est trop petit pour pouvoir être résolu par nos télescopes même les meilleurs. 

WISE J233237.05-505643.5 fait partie de ces trous noirs supermassifs binaires resserrés, mais est situé bien plus loin que ses congénères : à 3,8 milliards d'années-lumière de nous. 

La nature double de WISE J233237.05-505643.5 a pu être clairement identifiée grâce au radiotélescope australien par la forme en zigzag du jet de matière, totalement anormale. Les données dans le visible obtenues par Gemini South ont ensuite confirmé l'anormalité des structures de matière entourant les trous noirs danseurs.

Malheureusement, les astrophysiciens ne parviennent pas à déterminer la distance qui sépare le couple, mais on est sûr qu'elle doit être très faible.

source

La phase finale du tango pour deux trous noirs supermassifs est la fusion, qui doit en théorie être un événement produisant de grosses quantités d'ondes gravitationnelles, des vibrations de l'espace-temps. Ces ondes gravitationnelles sont activement recherchées par les physiciens d'un peu partout. Nul doute que la découverte d'un nouveau couple de trous noirs supermassifs très rapproché va leur donner un nouvel espoir.

Référence (preprint) :

WISE J233237.05-505643.5: a Double-Peaked Broad-Lined AGN with Spiral-Shaped Radio Morphology

Chao-Wei Tsai et al

http://arxiv.org/abs/1310.2257

To be published in the Astrophysical Journal (10/12/2013)

ISON, Comète Résistante

Il ne fallait pas aller trop vite et vendre la peau de l'ours avant de l'avoir tuer... C/2012 S1 (alias ISON) n'a pas été complètement détruite par son passage au périhélie...

Des images valent mieux que des mots : 

Images des satellites SOHO et STEREO (NASA)

Le Trou Noir qui est Trop Petit

Je ne sais pas pourquoi, mais quand je vois le mot "puzzling" dans le titre d'un article, qui plus est dans Nature, et quand, en plus, le titre de l'article comporte également les mots "black" et "hole", mon œil est tout émoustillé... C'est ce qui m'arrive cette semaine encore... Voilà donc un trou noir très bizarre.

Vous me direz, les trous noirs sont par essence bizarres, je dirais même troublants (ouaf!). Certes, mais celui là, tout de même... Il s'agit d'un trou noir situé dans la célèbre galaxie M101, ce n'est pas le trou noir supermassif central de M101, non, il s'agit d'un trou noir plus petit, et pour tout dire, trop petit par rapport à ce qu'on pouvait en déduire par l'intensité de son émission de rayons X (précisons que ce n'est pas le trou qui émet ce rayonnement, mais le disque de gaz qui tourne autour à des vitesses folles).

M101 (A. Block/ University of Arizona)

Ce trou noir est justement répertorié grâce à son intense source de rayons X, c'est ce qu'on appelle une source X ultra-lumineuse (une ULX), elle est d'ailleurs dénommée simplement M101 ULX-1.

Ce qui fait que ce trou noir est si bizarre, c'est que l'on a pu mesurer sa masse grâce à une étoile compagnon qui gravite autour, et, alors que tout portait à croire que c'était un trou noir intermédiaire, ayant une masse entre 100 et 1000 masses solaires, et bien les astrophysiciens qui publient leur étude dans Nature cette semaine ont trouvé une masse comprise entre 20 et 30 masses solaires seulement!...

Il faut rappeler que les modèles de trou noir jusqu'ici donnent trois familles possibles de trous noirs : les trous noirs stellaires, ayant une masse de quelques masses solaires jusqu'à quelques dizaines de masses solaires, viennent ensuite les trous noirs intermédiaires (100 à 1000 masses solaires), puis les trous noirs supermassifs, qui peuvent avoir des masses de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires.

L'analyse de l'émission X de M101 ULX-1 possède toutes les caractéristiques qu'on attendrait pour un disque d'accrétion d'un trou noir intermédiaire. Les astrophysiciens chinois, américains et anglais qui, signent l'article se sont penché sur le spectre optique de l'étoile qui tourne autour du trou en 8,2 jours. De par la quasi absence d'hydrogène, ils en concluent et confirment de précédentes observations qu'il s'agit bien d'une étoile dite de Wolf-Rayet. 

Vue d'artiste du phénomène de disque
d’accrétion par un trou noir (NASA)

Connaissant son type et sa luminosité, ils en déduisent aisément sa masse, qui vaut 19 masses solaires, ce qui est tout à fait typique des étoiles de Wolf-Rayet. Ensuite, connaissant sa période orbitale, le calcul est trivial pour en déduire la masse du trou noir. C'est ainsi que la masse obtenue est apparue très étonnamment faible : moins de 30 masses solaires...

Les astrophysiciens se grattent donc la tête, ils proposent une hypothèse qui serait que l'étoile compagnon enverrait des quantités très importantes de gaz sous forme de vent solaire vers le trou qui l'accrèterait très efficacement, mais sans pouvoir expliquer comment fonctionnerait exactement le processus.

Une autre hypothèse plutôt audacieuse serait que les trous noirs de masse intermédiaire, qui  jusqu'à aujourd'hui ont toujours été inférés à partir de données de luminosité X (et non "pesés" directement par des évaluations gravitationnelles), n’existeraient tout simplement pas!...

On n'aurait pas forcément besoin d'imaginer des gros trous noirs de masse intermédiaire pour expliquer les sources X ultra-lumineuses puisque des trous noirs de masse stellaire suffisent...

Et c'est tout de même un poil embêtant quand on songe que les trous noirs de masse intermédiaires ont été imaginés notamment pour servir de "graines" à partir desquelles se seraient formés les trous noirs supermassifs...

Puzzling, en effet.

Référence : 

Puzzling accretion onto a black hole in the ultraluminous X-ray source M 101 ULX-1

Ji-Feng Liu et al.

Nature 503, 500–503 (28 November 2013)

Les Chinois sur la Lune

C'est le mois prochain que les Chinois arriveront sur la Lune. Plus exactement le premier rover Chinois. Le vaisseau Chang'e-3 doit alunir dans les plaines de Sinus Iridum pour déployer un petit rover à 6 roues.

Ce sera le premier engin à rouler sur la lune depuis près de 40 ans, depuis la mission soviétique Luna 24 en 1976. Une éternité... La Chine a vu de nombreux succès dans son programme spatial depuis 10 ans, ayant envoyé des hommes en orbite, puis accosté deux vaisseaux en orbite. L'exploration lunaire est la suite logique de ce programme.

Le Rover Chinois Yutu

Le seul échec recensé jusqu'à présent et la perte de leur première sonde martienne peu après son lancement en 2011. Mais les Chinois sont loin d'être découragés et avancent méthodiquement. Ils ont déjà mis deux sondes en orbite lunaire avec succès. Si Chang'e-3 alunit sans encombre sur le régolithe lunaire, la Chine rejoindra définitivement l'Union Soviétique (ou Russie si on préfère) et les Etats-Unis dans les grandes puissances spatiales.

Pour la petite histoire, Chang'e tire son nom d'une déesse de la Lune. Chang'e-1 a été lancé en 2007 et a cartographié la totalité de la surface de la Lune avant d'être propulsé volontairement pour s'écraser sur la surface sélène en 2009. Le deuxième Chang'e a été lancé en 2010 et fut chargé de produire une cartographie de la Lune avec une encore plus grande précision, puis fut envoyé explorer l'asteroïde Toutatis en décembre 2012.

Si la fusée décolle le 1er décembre, Chang'e-3 peut arriver en orbite lunaire le 6 décembre, et l'alunissage pourrait avoir lieu à partir du 16 décembre, selon les responsables de la mission.

Carte des alunissages (NASA;  LIBRARY OF CONGRESS, GEOGRAPHY AND MAP DIVISION)

Les scientifiques Chinois sont prudents, ils ont choisi un site d'alunissage très sûr, des plaines très plates avec peu de reliefs.

Une fois posé, la sonde, qui utilise une source d'énergie à radio-isotope, mettra en oeuvre un petit télescope UV pour l'étude à la fois de la Terre et du centre galactique. Le rover, baptisé Yutu, le lapin de Jade, est de petite dimension (rien à voir avec Curiosity), il ne pèse que 100 kg et est alimenté par des panneaux solaires. Yutu est muni d'un bras robotique sur lequel sont implantés des instruments pour l'étude du sol proche (spectromètres alpha et à rayons X), ainsi qu'un radar pour explorer plusieurs dizaines de mètres sous la surface. Yutu fera aussi bien sûr des images de son environnement.

En fonction de la réussite de cette mission, la prochaine, Chang'e-4 devrait être une copie conforme de Chang'e-3, mais aller explorer (très bientôt) une zone très différente de la Lune.

L'étape suivante pour la Chine est d'envoyer un robot qui permettra de rapporter des échantillons sur Terre, aux environs de 2017-2018. Et bien évidemment, l'objectif du programme est d'envoyer des Taïkonautes sur la Lune, ce que l'administration chinoise a planifié pour les années 2020...

Les Chinois montrent une grande prudence à chaque étape, on voit qu'ils avancent lentement mais très sûrement, et font toujours de plus grands pas à chaque vol.

Source :

Nature 503, 445–446 (28 November 2013)

Détection de Neutrinos Extragalactiques

Vingt-huit. C’est le nombre de neutrinos de très haute énergie qui viennent d’être identifiés avec certitude comme provenant d’au-delà du système solaire, et même de notre galaxie. La revue Science met cette semaine à l’honneur le travail de la collaboration IceCube sur sa Une.

Vous vous souvenez sans doute que je vous avais parlé de deux neutrinos ultra énergétiques, surnommées Bert et Ernie par les physiciens de IceCube, qui montraient une énergie de plus de 1000 TeV. Ils ont donc 26 petits frères, un peu moins énergétiques, mais tous au-dessus de 30 TeV, et dont 9 au-dessus de 100 TeV.

Ce résultat est issu de l’analyse de données prises entre mai 2010 et mai 2012, pour un total de 662 jours de comptage.

Première carte du ciel en Neutrinos (IceCube Collaboration), imageant la probabilité de provenance
des 28 neutrinos détectés.

Au vu de leurs caractéristiques, notamment leur énergie, leur direction et leur saveur, les physiciens peuvent affirmer que ces neutrinos n’ont pas une origine terrestre, c’est-à-dire atmosphérique (de nombreux neutrinos sont produits par des rayons cosmiques dans la haute atmosphère). Ils ne viennent pas non plus du soleil, qui en produit des milliards chaque seconde. Non, ceux-là viennent vraiment de très très loin. Pour établir cette affirmation, les physiciens de IceCube dans leur article montrent comment ils ont tenté d’expliquer les observations par toutes les hypothèses possibles. Et seule l’hypothèse extragalactique survit.

Les mécanismes de production de tels neutrinos sont aujourd’hui estimés être liés aux rayons cosmiques de très haute énergie (des protons ou des noyaux légers), ayant subi des accélérations lors d’événements violents (supernovae, trous noirs, …). Ces particules très énergétiques interagissent alors dans le milieu galactique ou intergalactique (sur du gaz ou même la lumière de fond) et peuvent créer des particules, des mésons, qu’on appelle des pions et des kaons. Ces pions ou kaons se désintègrent ensuite rapidement en produisant notamment des neutrinos, qui auront une énergie proportionnelle à celle des protons initiaux.

La collaboration IceCube rassemble plus de 250 physiciens ingénieurs et techniciens de 12 pays. Le détecteur, si on peut parler d’un seul détecteur, est constitué de centaines de photomultiplicateurs (détecteurs de lumière) enfouis dans les profondeurs de la glace antarctique, couvrant un volume total d’environ 1 km3.

Les neutrinos interagissent avec les atomes d’eau solide et produisent alors des particules chargées secondaires, qui vont à leur tour produire de la lumière par l’effet Tcherenkov (quand une particule électriquement chargée va plus vite que la vitesse de la lumière dans le milieu de propagation). C’est cette lumière qui est détectée et mesurée : l’intensité lumineuse indique l’énergie du neutrino incident, tandis que la répartition spatiale selon les différents photomultiplicateurs donne une indication sur la direction de la particule initiale.

En fait, les neutrinos ultra énergétiques recherchés peuvent produire deux types de particules secondaires : soit une cascade de plusieurs particules chargées (électrons, positrons, …), soit un muon. Les modèles théoriques disent qu’il devrait y avoir production de muon dans un tiers des cas. Et, comme l’observation d’un muon permet de reconstruire la trajectoire du neutrino incident avec une grande précision angulaire, de l’ordre du degré, les physiciens se sont focalisés sur cette méthode de détection, dans le but avoué de pouvoir déterminer la position dans le ciel de ces neutrinos hors normes, et donc indirectement mieux comprendre les mécanismes d’accélération des protons et des noyaux légers extragalactiques.

Là où il y a quelque chose qui cloche (il y a toujours quelque chose qui cloche avec les neutrinos, c’est pour ça qu’on les aime), c’est que les physiciens de IceCube ne voyaient aucun événement ultra-énergétique de cette façon (en cherchant les muons). En revanche, en ajoutant les événements de type « cascades » dans leurs analyses des données, les neutrinos extra-galactique sont apparus… Mais le revers de la médaille est qu’on a beaucoup plus de mal à déterminer une position précise dans le ciel pour leur origine. Leur nombre très réduit ne permet pas non plus de s’avancer sur une source définie. Evidemment, ce n’est pas avec un seul photon que l’on pourrait dire qu’il y a une galaxie dans sa direction… et c’est pareil pour les neutrinos.

L’enjeu  est  maintenant de pouvoir observer de nouveaux neutrinos ultra énergétiques avec la signature muon, et surtout, voir plus grand, toujours plus grand, puisqu’ici le volume de détection est un paramètre fondamental pour augmenter le nombre de candidats pouvant prétendre participer à la naissance de l’astrophysique des neutrinos...

Référence :

Evidence for High-Energy Extraterrestrial Neutrinos at the IceCube Detector

Science: Vol. 342 no. 6161 (22 Novembre 2013)

IceCube Collaboration

Atmosphère, atmosphère….

Bien sûr, sans elle, nous ne serions pas là. Bien sûr. Nous la respirons, nous l’expirons. Et nous la haïssons aussi. Nous autres, astronomes, amateurs ou non, n’aimons pas cette couche de gaz à forte teneur en azote. Et nous aimons encore moins ces gouttelettes d’hydrogène et d’oxygène qu’on appelle de l’eau et qui forment ces masses grisâtres et informes qu’on nomme des nuages.

Sans atmosphère et sans nuages, nous serions au paradis de l’astronomie : des observations possibles tous les jours, une qualité de ciel plus que parfaite… Je ne dis pas cela uniquement parce que je me suis levé tôt ce matin pour rien, non, pas seulement. Oui, ce matin, j’avais prévu de jeter un œil à la comète, vous savez… Mais il y avait beaucoup trop de molécules d’eau regroupées en gros nuages tout pourris à l’horizon convoité… (les nuages sont toujours pourris pour l’astronome, sauf peut-être quand il est aussi agriculteur ou jardinier, ce qui n’est pas vraiment mon cas).

Il faut rappeler ici aux curieux du ciel que vous êtes, que même sans la moindre couverture nuageuse, l’atmosphère terrestre est un sérieux obstacle à la pratique astronomique.

Alors que plus un télescope possède un grand diamètre, plus on peut théoriquement atteindre un pouvoir de séparation important, une bonne résolution de l’image vue à l’oculaire, c’est malheureusement la présence de l’atmosphère qui vient limiter ce pouvoir de résolution.

Les professionnels ont résolu ce problème depuis longtemps en envoyant leurs télescopes au-dessus de l’atmosphère ou bien en transformant leurs énormes miroirs en structures mouvantes et adaptables au moindre coup de vent faisant danser la lumière… C’est effectivement le mouvement des masses d’air (du chaud vers le froid), source du vent, qui va induire des petites variations locales de l’indice de réfraction de l’air, qui dépend de sa densité, qui elle-même dépend de la température… Si l’indice de réfraction varie, le chemin de la lumière est modifié (vous avez tous fait l’expérience de regarder un objet dans l’eau et de le voir là où il n’est pas en réalité). Or l’atmosphère est épaisse de plusieurs kilomètres d’air, et la température y est tout sauf uniforme, non seulement dans la hauteur, mais aussi horizontalement bien sûr.

Une étoile initialement quasi ponctuelle, qui devrait le rester sans atmosphère, nous apparaît ainsi à nous autres pauvres amateurs même pas jardiniers, comme une vulgaire tâche.

Observatoire du Pic du Midi (source)

Le seul remède à cela, est de réduire la quantité d’air au-dessus de la zone d’observation, et si on peut par la même occasion limiter la présence des nuages, c’est encore mieux. Monter en altitude. Investir les hauts sommets. Les pros l’ont compris depuis aussi longtemps que les amateurs qu’ils étaient avant de le devenir, pros.

Oui, mais bon. On n’a pas forcément le Mont-Blanc sous la main. Alors il faut vivre avec et tester la qualité du ciel avant de chercher à faire de belles observations. La qualité du ciel se mesure. Il existe des paramètres bien particuliers que connaissent tous les astronomes amateurs. Vous les entendrez par exemple parler de seeing, ou de turbulence ou encore de transparence.

La transparence est le paramètre qui permet d’évaluer la pureté du ciel (absence d’humidité, de pollution lumineuse, etc). Elle est quantifiée en mesurant ce qu’on appelle la magnitude visuelle limite à l’œil nu (mvlon) : quelle est la magnitude de l’étoile la plus faible que vous pouvez voir dans la région située au zénith du lieu d’observation. Pour cela, il suffit de consulter une carte du ciel où les magnitudes des étoiles sont indiquées et de vérifier quelle valeur a celle la plus faible que vous pouvez voir. Il faut bien sûr s’être acclimaté les yeux à l’obscurité avant de faire ce petit exercice (rester dans la nuit sans éclairage autre que rouge durant une demi-heure).

Tâche de diffraction (Takahashi)

Le paramètre de transparence est réparti en 5 familles, du meilleur ciel au plus mauvais :

T1 : mvlon > 6.5. Il s’agit d’un ciel extrêmement pur. Le ciel des grands observatoires, mais aussi de certains coins « normaux » sous des conditions atmosphériques particulières. Le graal.

T2 : 6 < mvlon < 6.5 : Bon ciel, que l’on peut trouver en rase campagne. L’objectif réaliste.

T3 : 5 < mvlon < 6 : ciel moyen, souvent à proximité d’un village ou d’une ville. On peut tout de même observer de nombreux objets du ciel profond (amas d’étoiles, galaxies, nébuleuses, …). On peut faire avec, mais bon.

T4 : 4 < mvlon < 5 : ça commence à être mauvais… Là on est en banlieue d’une grande ville probablement. Les galaxies ne sont plus visibles. Même la voie lactée a disparu. Des amas ouverts sont encore accessibles.

T5 : 2 < mvlon < 4 : le ciel est dans ce cas inexploitable pour l’astronomie du ciel profond. On peut cependant encore observer les planètes et la Lune.

La turbulence atmosphérique (ou seeing) est le second paramètre important. La turbulence est dûe à ce que je disais plus haut au sujet des masses d’air. Elle est mesurée en quantifiant la taille et la forme de la tâche vue pour une étoile.

Dans un télescope parfait sans présence de turbulence, une étoile n’apparaîtrait pas ponctuelle, mais comme un petit disque entouré de cercles concentriques, la tâche d’Airy, phénomène de diffraction propre au système optique de miroirs utilisés. Plus la turbulence atmosphérique est importante, plus cette tâche d’Airy sera déformée. Il suffit donc de pointer une étoile (l’étoile polaire est une bonne candidate) et de défocaliser de manière à voir la tâche de diffraction à l’oculaire.

Le paramètre de turbulence est lui aussi réparti en 5 familles :

S1 (classe V) : turbulence très faible. Image quasi parfaite, les anneaux d’Airy sont à peine agités. Le but recherché.

S2 (classe IV) : turbulence encore bonne, les anneaux sont complets mais assez agités. On fait avec.

S3 (classe III) : turbulence moyenne : les anneaux sont parcourus d’ondulations, parfois brisés et agités. Très bof.

S4 (classe II): turbulence mauvaise, la tâche est très déformée, avec des anneaux très brisés. On peut remballer le matos.

S5 (classe I) : turbulence très mauvaise : anneaux non observables, image très agitée. Pourquoi on est sorti ?

Bon, allez, paraît que la météo est bonne pour demain matin. On a plus qu'à y retourner...

Adieu Planètes Lointaines!

En janvier 2012, je vous parlais ici d'un projet un peu fou de drone à propulsion nucléaire  (en fait un générateur électrique au Plutonium-238) pour explorer l'atmosphère de Titan (voir là).

Ce projet, avec de nombreux autres, va probablement ne jamais voir le jour. Pour tout dire, c'est toute l'exploration des planètes lointaines ou obscures qui vient d'en prendre un sérieux coup. Le drone de Titan, AVIATR devait utiliser un générateur au Plutonium-238 d'un nouveau genre, basé sur le principe thermodyamique de Stirling, appelé ASRG.

New Horizons (NASA/JHUAPL/SwRI)

Le problème des générateurs électriques au Pu-238 est que nous n'avons presque plus de stocks de Pu-238 utilisables et le rendement énergétique des générateurs thermoélectriques à radioisotope (RTG) actuels est déplorable, à peine 8%. Les nouveaux RTG de type Stirling permettraient de multiplier par 4 le rendement énergétique de tels systèmes, donc d'économiser d'autant la quantité de Pu-238 en attendant d'en produire de nouvelles quantités.

Mais voilà, le directeur de la Planetary Science Division de la NASA, Jim Green, vient d'annoncer que les études sur le Advanced Stirling Radioisotope Generator (ASRG) seraient arrêtées du fait de coupes budgétaires.

Cela faisait 10 ans que la NASA conduisait des études sur ce générateur à radioisotope, qui devait arriver à maturité aux environs de 2016.

Les conséquences sont très importantes. Les sondes et autres robots qui explorent des zones où ils ne peuvent pas exploiter l'énergie solaire, c'est à dire au delà de Jupiter, sur des surfaces poussiéreuses comme Mars, ou encore lors de passages fréquents dans des zones d'ombre, ont pour seule source d'énergie possible une source d'énergie thermique pouvant être transformée en électricité. Le plutonium 238 est un élément de choix, il chauffe naturellement tout seul grâce à sa radioactivité alpha et ce durant des dizaines d'années sans interruption. Les américains et les russes ont utilisés de tels générateurs à radioisotope depuis les années 1960, mais les stocks se sont réduits très grandement depuis les années 1990. Le programme ASRG avait justement été créé pour étendre la possibilité d'utiliser le stock restant en attendant de produire de nouveaux stocks.

Principe de fonctionnement de l'ASRG (NASA)

La NASA a bien initié la reprise de la production de Pu-238 par le Department Of Energy américain, mais les premières centaines de grammes ne pourront être utilisables qu'à partir de 2019. Et quand bien même, le DOE ne produira au maximum que 1,5 kg de Pu-238 par an, ce qui reste très faible. Curiosity, par exemple, possède un RTG de près de 5 kg de plutonium, la sonde New Horizons en route vers Pluton, emporte avec elle un RTG muni de 11 kg de Plutonium-238, et la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, qui nous envoie de si belles images, est alimentée par 33 kg de plutonium. Il faudrait donc attendre 20 ans pour produire le RTG de Cassini au rythme envisagé...

La sonde Cassini en orbite autour de Saturne (NASA)

Le programme ASRG était inclus dans le budget de la Planetary Science Division consacré à la technologie, qui doit prendre en charge, de façon assez inhabituelle, la totalité de la création et de la maintenance des infrastructures associées au Pu-238. Les décisions budgétaires ont donc laissé la NASA sans choix : entre le développement d'un générateur beaucoup plus efficace et la continuité de la production de plutonium-238, c'est la production du précieux isotope qui était bien sûr la plus cruciale.

Il y aura donc beaucoup moins de missions vers le lointain ou l'obscur dans les années à venir...

Où et Quand Voir la Comète ISON à l'Oeil Nu

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MISE A JOUR AU 29 NOVEMBRE  : 
La comète n'a pas survécu dans sa forme initiale à son passage auprès du soleil. C/2012 S1 (ISON) s'est disloquée ! Même si une partie existe toujours, elle ne sera pas visible à l'oeil nu...
Rendez-vous en revanche en janvier pour une belle pluie d'étoiles filantes quand la Terre traversera les poussières laissées par la comète sur son passage...

Images des satellites SOHO et STEREO (NASA)
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Pour observer la comète la plus brillante depuis de nombreuses années, dizaines d'années même, munissez-vous de vos yeux, et laissez vous guider...

L'observation de la comète peut se diviser en deux périodes : avant son passage au plus près du soleil (qu'on appelle le périhélie), et après ce passage, qui a lieu le 28 Novembre, et qui correspond à son éclat le plus intense. La probabilité que ISON ne survive pas à son passage très près du soleil existe, il se peut que la deuxième période soit très décevante. Mais il se peut aussi que le spectacle de la deuxième période soit plus éclatant que lors de la première phase... Les comètes sont imprévisibles, sauf pour leur position dans le ciel.

1ère Epoque : Avant le 28 Novembre

Visible le matin juste avant le lever du Soleil, ISON s'en rapprochant, se lève de plus en plus tard dans la lumière de l'aube naissante. Dans le même temps, son éclat augmente de jour en jour très rapidement. Elle sera donc, du jour au lendemain, de moins en moins visible à cause de la lumière du Soleil toujours plus prégnante, mais aussi de plus en plus visible de par son éclat propre (plus l'éclat est fort, plus la magnitude décroît)... Les deux phénomènes se compenseront donc partiellement...

Nous commençons notre campagne d'observation vendredi prochain, à 6h20 (heure française), nous serons le 22 Novembre. A cette heure là ce jour là, ISON aura une magnitude de 3,25, ce qui commence à être clairement visible à l'oeil nu. Elle se trouvera assez facilement sur l'horizon Est- Sud-Est (très près de là où se lève le soleil en ce moment). Pour la repérer, il suffit de repérer un astre brillant qui se trouve là et qui n'est autre que Mercure. ISON se situe juste à sa droite, au même niveau quand on trace une horizontale (voir ci-dessous).

22 Novembre à 6h20

Le 23 Novembre, à partir de 6h30 (heure française), la comète ISON devrait se montrer toujours sur l'horizon Est- Sud-Est avec une magnitude enviable de 2,86. Pour la repérer, nous utiliserons les deux planètes qui errent dans ce coin à cette même heure : Saturne (la plus basse sur l'horizon) et Mercure (légèrement plus haut, et plus brillante). ISON se trouve à une hauteur située exactement entre les deux planètes, légèrement à leur droite (vers le Sud). 

23 Novembre à 6h30

Le 24 Novembre, à 6h40 (heure française), la comète ISON sera visible à l’œil nu peu avant le lever du soleil, sa magnitude sera de 2,40. Vous pourrez la voir au raz de l'horizon Est-Sud-Est. Elle sera facile à trouver, on pourra s'aider pour cela à nouveau de Saturne et Mercure, toutes deux dans la même zone, ainsi que d'une étoile brillante nommée Zubenelgenubi (de magnitude 2,75, moins brillante que ISON donc). Saturne, Mercure et cette étoile forment un triangle qui pointe vers le sol, et vers la comète... (voir ci-dessous).

24 Novembre à 6h40

Le 25 Novembre, à 6h55 (heure française), ISON devrait avoir une magnitude de 1,84. Elle se lèvera à l'Est-Sud-Est 50 minutes avant le Soleil. Nous pourrons la voir accompagnée de Saturne et Mercure qui seront au dessus d'elle! (voir image ci-dessous). Nous aurons quelques dizaines de minutes à peine pour en profiter avant que le Soleil vienne gâcher le spectacle.

25 Novembre à 6h55

Le lendemain, 26 Novembre, bien que la comète voit sa magnitude atteindre 1,06, elle se rapproche de plus en plus du Soleil et se lève 20 minutes plus tard que la veille, soit à peine vingt cinq minutes avant le Soleil. Saturne et Mercure permettent toujours de la repérer, étant situées exactement à l'aplomb de la comète sur l'horizon Est - Sud-Est (voir ci-dessous la situation à 7h15).

26 Novembre à 7h15

Nous arrivons au 27 Novembre, c'est normalement ce jour-là que notre belle chevelue doit voir sa magnitude descendre en dessous de zéro, en espérant que ce ne soit pas le cas pour la température extérieure chez nous. Il faudra la chercher très bas ce 27 novembre, car son lever se fait aux environs de 7h25 et le soleil vers 7h48... Mais elle arborera une magnitude de -0,13 tout de même, ce qui devrait être jouable, pour quelques minutes...
La repérer sera peut être un peu ardu, n'ayant plus nos points de repères des jours précédents, mais cherchez la au même endroit que la veille... (voir ci-dessous).

27 Novembre à 7h30

Le 28 Novembre, c'est le grand jour pour ISON, le jour de la flambée, le jour de son maximum d'intensité! On jettera tout de même un oeil, mais attention !! La comète est extrêmement proche du soleil, elle se lève presque en même temps que lui (3 minutes avant). Il est complètement exclu d'utiliser une paire de jumelles ou autre optique si vous ne possédez pas de matériel très spécifique pour l'observation solaire!! Ne jamais regarder en direction du soleil avec des jumelles! (brûlure des yeux immédiate).
La magnitude de la comète en ce matin du 28 Novembre devrait atteindre -2,83 à 7h50 au moment du lever. 

28 Novembre à 7h50

Elle atteint ensuite  -3 à 8h35 (peut-être jouable), -4 à 12h18 (non visible), et -5,9 à 16h30, elle se couchera avant d'avoir atteint son maximum prévu aux environs de -8,2...
Pour donner un ordre d'idée, la grosse étoile brillante que vous pouvez voir le soir au Sud-Ouest, et qui n'est autre que Vénus (donc une planète reflétant juste la lumière su soleil), a une magnitude de -4,22...

C'est peut-être vers 16h30 que l'on pourrait revoir notre comète, juste en dessous du soleil. L'exercice sera certes délicat, il faudra masquer le soleil et regarder en dessous...

28 Novembre à 16h30

Les jours suivants permettront de continuer à suivre ISON dans sa phase de décroissance (voir la suite ci-dessous)

2ème Epoque : Après le 28 Novembre

Nous commencerons cette deuxième période en laissant passer quelques jours après le périhélie, car ISON sera vraiment trop proche du soleil pour espérer voir quelque chose d'intéressant avant le 2 décembre.
C'est donc le 2 décembre où nous retrouvons ISON toujours le matin juste avant le lever du soleil, de plus en plus proche de l'Est. Vous pouvez utiliser une boussole pour trouver l'Est, car nous manquons un peu de points de repères dans le ciel. La magnitude de la comète devrait être de 1,6. A 7h00 (heure française), ISON se trouve environ à mi chemin entre l'Est que vous donne votre boussole et Mercure, très brillante, qui se trouve en dessous de Saturne :

2 décembre à 7h

Le lendemain, 3 décembre, la situation est assez semblable, mais on pourra commencer à observer dans une aube un peu plus noire, à partir de 6h50. La magnitude augmente pour atteindre 2,14

3 décembre à 6h50

3 décembre à 7h05

Nous arrivons au 4 décembre, la magnitude de ISON gagne encore des points (son éclat faiblit), et arrive à 2,54 : à 6h45, nous n'aurons plus Mercure pour se repérer, mais Saturne (magnitude 0,7) peut être utile. ISON se trouve à mi chemin entre l'Est et la planète aux anneaux.

4 décembre à 6h45

4 décembre à 7h00

Le 5 décembre verra ISON monter à une magnitude de 2,86, soit l'éclat qu'elle avait le 23 Novembre. La situation dans le ciel est très similaire à celle de la veille mais 5 minutes plus tôt, donc un peu plus d'obscurité (5 minutes, ça compte!).

5 décembre à 6h40

5 décembre à 6h55

Enfin, nous clôturerons cette campagne d'observations le 6 décembre (mais rien ne vous empêche de poursuivre, sachant désormais reconnaître et trouver facilement la comète. Le 6 décembre, ISON sera amusante à regarder car elle se trouvera en compagnie de deux étoiles qui ont une magnitude très proche de la sienne : Yed Prior (mag 2,7) et Yed Posterior (mag 3,2). ISON, elle, aura une magnitude de 3,13, légèrement plus brillante que le 22 novembre.
Nous utiliserons logiquement les deux étoiles qui vont faire un petit triangle avec ISON pour repérer facilement la belle... Et vous aurez encore 5 minutes supplémentaires par rapport à la veille pour admirer ce ciel dépourvu de nuages, c'est tout ce que je vous souhaite !

6 décembre à 6h35

ISON formant un triangle avec Yed Prior et Yed Posterior le 6 décembre

ISON, capturée le 15.11.2013 par Damian Peach (source)

Cartes produites avec Stellarium 0.12.1