Durant de très nombreuses années, les astronomes pensaient que la fusion de deux galaxies spirales formait une grosse galaxie dite elliptique, sans aucun disque spiralé montrant d'harmonieux bras. Mais depuis une dizaine d'années, la puissance de calcul des ordinateurs a permis de montrer que ce paradigme devait être faux, la galaxie résultante pouvait tout à fait être encore une belle spirale formant un disque si les galaxies fusionnant contenaient beaucoup de gaz.
NGC 5257 - NGC 5258
(Hubble ST/ESA/NASA)
Et bien aujourd'hui, une équipe japonaise vient d'apporter la preuve observationnelle que les fusions de galaxies produisent bel et bien des galaxies spirales formant un disque de rotation.
La raison fondamentale de ce phénomène est à lier à un paramètre mécanique qu'on appelle le moment cinétique. Dans un disque galactique, les étoiles et le gaz tournent ensemble autour du centre. Quand deux galaxies en rotation (avec des axes qui peuvent être très différents) s'approchent l'une de l'autre et fusionnent, les étoiles de l'une peuvent accaparer de l'énergie rotationnelle (du moment cinétique) du gaz de l'autre, par interaction gravitationnelle, ce que le gaz ne peut pas faire. A contrario, les masses de gaz des deux galaxies partagent leur énergie rotationnelle. Et lorsqu'il n'y a pas assez d'étoiles pour "voler" le moment cinétique gazeux, c'est à dire quand l'une des deux galaxies est très chargée en gaz, le résultat de la fusion mène inévitablement à la formation d'un disque de matière dans la nouvelle galaxie formée.
NGC 5331 (Hubble ST/ESA/NASA)
L'équipe japonaise qui publie son étude dans the Astrophysical Journal Supplement Series, menée par Junko Ueda du National Astronomical Observatory of Japan, a étudié la rotation de 37 galaxies issues de fusions en observant les raies spectrales émises par la molécule de monoxyde de carbone, très abondante dans les nuages de gaz interstellaire des galaxies.
Sur cet échantillon de galaxies, 24 d'entre elles montrent des signes sans équivoque de disque de rotation, et parmi celles-ci, 18 montrent même des signes de présence d'anneau ou de barre.
Mais parmi ces 24 galaxies en rotation, toutes ne sont pas de belles spirales, 13 possèdent un disque plus petit que l'extension totale du bulbe d'étoiles, les 11 autres étant quant à elles de très jolies spirales comme on les aime...
Ueda montre ainsi que nous avons donc une fraction de 46% des galaxies en rotation issues de fusion de galaxies spirales qui sont elles aussi des spirales.
C'est un résultat observationnel qui soulage. Car non seulement il vient confirmer ce que disaient les ordinateurs, mais il permet surtout de confirmer qu'il y a bien une raison pour laquelle les plus grosses galaxies que nous connaissons aujourd'hui sont des spirales. Elles ont donc pu en arriver là par fusions de plusieurs galaxies, ce qui était devenu évident depuis quelques années.
L'équipe japonaise a produit une petite animation permettant de visualiser ce qui se passe lors d'une fusion de deux galaxies spirales et comment ils mesurent la rotation, en regardant le décalage des longueurs d'onde vers le bleu (rapprochement) et vers le rouge (éloignement). Laissez vous emporter par ce bal de galaxies, on ne s'en lasse pas.
Source :
Cold Molecular Gas in Merger Remnants. I. Formation of Molecular Gas Disks.
J. Ueda et al.
Astrophysical Journal Supplement Series, September 2014
C'est au printemps 2012 qu'apparut un nuage étrange dans l'atmosphère de Titan, le plus gros satellite de Saturne (avec plus de 5000 km de diamètre, et le seul satellite connu possédant une atmosphère dense). Ce nuage tourbillonnaire se trouve toujours aujourd'hui au niveau du pôle Sud de Titan. Et ce n'est qu'aujourd'hui, plus de deux ans après son apparition, que nous savons de quoi il est composé, et c'est une surprise.
Dans un article paru cette semaine dans la revue Nature, l'astrophysicien néerlandais Remco De Kok et ses collègues anglais et français fournissent les résultats des analyses spectrales qu'ils ont pu effectuer sur ce nuage tourbillonnant de Titan.
Le nuage de HCN au pôle sud de Titan (Space Science Institute/JPL-Caltech/NASA)
La réponse est sans appel, et inattendue : il s'agit de cyanure d'hydrogène, la molécule HCN, composée d'un atome d'hydrogène, d'un atome de carbone et d'un atome d'azote, sous forme de fines particules glacées.
La surprise vient du fait qu'on ne s'attendait pas du tout à trouver un tel nuage de HCN à cet endroit là, à 300 km de la surface de Titan. C'est bien trop haut... Le HCN doit se condenser normalement dans l'atmosphère de Titan, à une altitude de 80 km environ.
Ce nuage est apparu durant l'hiver polaire Titanesque dans une région où la sonde Cassiniavait mesuré trois mois plus tôt une température de -100°C, soit 45° trop chaud pour que le HCN se condense...
Il existe donc peut être une anomalie de température dans la haute atmosphère de Titan.
La sonde Cassini devrait refaire des mesures de température dès l'année prochaine. On en saura alors plus sur ce qui se passe vraiment dans cette atmosphère, qui ressemble par de nombreux aspects à notre atmosphère terrestre. En fait l'atmosphère de Titan ressemble surtout aux modèles de l'atmosphère terrestre très ancienne, à l'époque où il n'y avait pas encore d'oxygène en grandes quantités, et où le méthane était la principale composante carbonée.
L'atmosphère de Titan est dominée par l'azote (N2) et le méthane (CH4). Ces deux molécules se retrouvent cassées par photolyse par le rayonnement ultra-violet du soleil dans la haute atmosphère de Titan, vers 1000 km. C'est par les radicaux libres ainsi formés que vont notamment se construire les molécules de HCN.
Ces molécules gazeuses peuvent ensuite migrer soit vers le sol du satellite ou bien être emportées par les vents qui peuvent être violents, jusqu'aux pôles fournissant des régions plus froides où peut avoir lieu une condensation en nuages.
L'atmosphère de Titan vue par Cassini dans le visible (NASA)
Cassini, grâce à son instrument VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer), a identifié deux familles de nuages dans l'atmosphère polaire de Titan : une couche située à 55 km, constituée d'hyrocarbure (C2H6) et l'autre, à 300 km, celle identifiée aujourd'hui par De Kok et ses collègues faite de HCN. La température au niveau des pôles de Titan semble régulée par de multiples paramètres entrelacés : la chimie atmosphérique, le rayonnement et la dynamique, qui contrôlent l'absorption et l'émission de rayonnement, ainsi que la compression, l'expansion et les mélanges entre gaz. De Kok et avancent une explication à la présence de ce nuage de HCN à cette altitude : ils pourraient être le résultat d'un phénomène de cellules de convection, au cours duquel le gaz froid et dense descend et se réchauffe lentement tandis que le gaz situé autour monte en se refroidissant, et créé des nuages par condensation... Il existe aussi de fortes variations de température en fonction de la latitude qui peuvent renforcer ces phénomènes en produisant des vortex au niveau des pôles, qui vont avoir pour effet d'isoler les nuages en leur donnant un aspect tourbillonnaire, comme ce qui a été observé.
La présence de tels nuages de molécules qui sont des produits de photolyse de l'azote et du méthane est intéressante à plus d'un titre, car il existe d'autres molécules très intéressantes issues de cette même photolyse, que l'on soupçonne Titan de contenir : des acides aminés et des bases de nucléotides...
L'atmosphère de Titan apparaît être un laboratoire de chimie organique à ciel ouvert d'une grande richesse, certes un peu loin, mais qui vaut certainement le coup d'être exploré plus en profondeur pour y découvrir peut-être les briques primordiales qui ont fait de nous ce que nous sommes.
Source : HCN ice in Titan’s high-altitude southern polar cloud R. de Kok et al. Nature 514, 65–67 (02 October 2014)
Philae, vous allez souvent entendre ce nom dans les semaines qui viennent, avec un paroxysme le 12 novembre, date à laquelle cette petite sonde atterrira sur la comète Churyumov-Gerasimenko. Philae est le petit atterrisseur que la sonde Rosetta va envoyer à la surface de la comète au nom imprononçable, autour de laquelle elle s'est mise en orbite à plus de 1 milliard de kilomètres de la Terre.
Les instruments scientifiques de Philae (ESA).
La raison pour laquelle les planétologues ont décidé de poser une petite sonde sur une comète est simple : on veut savoir de quoi sont faites les comètes, ces objets qui existent depuis le début du système solaire sans avoir trop évolué, qui sont des vestiges de notre système solaire, vieux de plus de 4 milliards d'années. Nous voulons tout savoir sur les comètes, car elles peuvent être comme une pierre de Rosette pour notre compréhension de la formation de notre système solaire, et par extension de tous les systèmes stellaires...
Et Philae est une toute petite sonde de 100 kg à peine, avec un volume un peu plus petit que 1 mètre cube, mais littéralement bourrée de technologie. Car Philae doit analyser la comète Churyumov-Gerasimenko (alias 67P)in situ. Il n'est pas question de rapporter des échantillons, tout doit se faire sur place. Je vous propose de partir à la découverte de tous les instruments high tech emportés par Philae, qui ont été imaginés et développés il y a maintenant plus de 15 ans...
Ces instruments scientifiques sont au nombre de 10 et vont exploiter de nombreux paramètres physiques : la lumière émise, absorbée, et diffusée, la conductivité électrique, le champ magnétique, la chaleur ou encore les ondes acoustiques, pour étudier de nombreuses propriétés de la comète, on peut citer la morphologie et la composition chimique du matériau de surface, la structure interne du noyau cométaire, ou encore les gaz ionisés au dessus de la surface. Philae est en outre muni d'un bras pouvant emporter un instrument, et a la possibilité de pivoter sur lui-même sur 360°.
Listons ces instruments plus en détail :
Tout d'abord, nous avons deux imageurs : CIVA et ROLIS. CIVA est en fait un ensemble de trois systèmes de caméras, CIVA-P est un système multiple de prises de vues panoramiques, situés tout autour de Philae et permettant de surveiller les alentours de l'atterisseur, notamment dans la phase d'atterrissage. CIVA-M/V est un imageur en trois couleurs ayant une résolution microscoscopique (7 µm), et CIVA-M/I, quant à lui est un imageur infra-rouge qui observera les échantillons avant qu'ils soient envoyés dans les fours de COSAC et PTOLEMY (voir plus loin).
ROLIS, lui, est un imageur unique, il couvre un champ de vue de 57° est est situé à l'aplomb immédiat de Philae. Son objectif est de vérifier ce qui se passe exactement en dessous du module durant sa descente vers la comète. Mais une fois posé, ROLIS continuera à prendre des images de la surface en mode spectroscopique. Et comme il n'est pas situé au centre de l'atterrisseur, il pourra étudier une zone circulaire sous Philae, lorsque ce dernier produira des rotations autour de son axe.
Le détecteur Alpha Proton X-ray Spectrometer (APXS) de Philae
Inst. for Inorganic Chemistry & Analytical Chemistry,
Max-Planck Institute for Chemistry)
Puis, nous avons un instrument incontournable pour toute sonde ayant pour objectif d'analyser un matériau, quel qu'il soit : APXS (Alpha Proton X-ray Spectrometer). Comme son nom l'indique, APXS est un spectromètre qui exploite différents types de rayonnements. Il contient une source radioactive de curium-244, qui est un puissant émetteur alpha. L'émission de rayons alpha vers le sol va permettre de connaitre sa nature en mesurant les rayonnements qui reviennent vers la source d'émission. Ces rayonnements peuvent être de trois sortes : premièrement des rayons alpha qui se trouvent rétrodiffusés par des noyaux d'atomes possédant à peu près la même masse que le noyau d'hélium (de l'hydrogène au béryllium en gros), deuxièmement des protons, lorsque les rayons alpha interagissent avec des noyaux un peu plus gros, des protons peuvent être éjectés, et être mesurés. Enfin, des rayons X, lorsque les rayons alpha ont ionisés des atomes et que les couches électroniques des atomes en questions se réorganisent en produisant instantanément des rayons X, dont l'énergie particulière est une signature sans équivoque du type d'atome qui lui a donné naissance.
Vient ensuite un instrument peu commun sur les sondes planétaires : CONSERT (COmet Nucleus Sounding Experiment by Radio wave Transmission). Son objectif est de déterminer la structure interne de la comète en mesurant comment se transmettent des ondes radio à travers le noyau cométaire. Des ondes radio sont émises par Philae et reçues par Rosetta en orbite et inversement. L'atténuation des signaux radio est ensuite disséquée par des algorithmes très élaborés et c'est alors la comète qui s'en trouve disséquée...
Parlons ensuite de MUPUS (Multi-Purpose Sensor for Surface and Subsurface Science). MUPUS doit étudier les propriétés mécaniques et thermiques du sol cométaire jusqu'à une profondeur de 30 cm. Pour cela, il est muni d'un pénétrateur qui est une sorte de gros marteau devant taper un gros coup pour enfoncer l'instrumentation composée de thermomètres qui seront situés à différentes profondeurs, et d'un accéléromètre. Au niveau de la surface du sol, MUPUS sera équipé d'un radiométre, sorte de thermomètre pour mesurer la température via le rayonnement infra-rouge.
Il y a un autre instrument sur Philae qui va creuser des trous, c'est SD2 (Sample Drill and Distribution). Son but est de carotter le sol sur une profondeur maximale de 20 cm. Les échantillons prélevés, de quelques millimètres cube seulement, sont ensuite distribués à d'autres instruments pour analyse (notamment COSAC et PTOLEMY). Précisons que les zones à forer par SD2 seront déterminées auparavant par les données issues de ROLIS et APXS.
COSAC et PTOLEMY, parlons-en, tiens. COSAC, de son vrai nom Cometary Sampling and Composition est ce qu'on appelle un chromatographe en phase gazeuse. Il analyse la nature des atomes ou molécules d'un gaz grâce à un spectromètre de masse, qui trie les molécules par leur masse respective. Il sera très utile notamment pour l'étude des molécules organiques, qui devraient être nombreuses à la surface de 67P (j'utilise son pseudo, pardon).
PTOLEMY, lui, est également un analyseur de gaz, mais dédié principalement à la quantification des isotopes d'un élément donné. Un point essentiel sera l'analyse du carbone contenu dans le comète, et les ratios des isotopes carbone-12, carbone-13 et carbone-14, qui permettront de savoir beaucoup de choses sur l'histoire de la comète.
Ces deux analyseurs ont en commun qu'ils analysent du gaz, ce qui veut dire que les échantillons fournis par SD2 devront au préalable être chauffés dans des petits fours pour en extraire le gaz à analyser.
Les analyseurs COSAC (intégré sur Philae, à gauche) et PTOLEMY (au labo, à droite) (ESA)
SESAME (Surface Electrical Sounding and Acoustic Monitoring Experiment). En fait, sous ce nom unique se cachent trois instruments d'analyse acoustique et électrique. Le premier d'entre eux s'appelle SESAME-CASSE, il est tout à fait original dans le sens où il est positionné sur chacun des pieds de Philae et va émettre et écouter des sons (dans la gamme audible), c'est un peu le chant de Philae. Un pied émet un son et les autres écoutent l'écho de ce son en provenance de l'intérieur de la comète et ainsi de suite à tour de rôle. Mais SESAME-CASSE fonctionnera aussi en mode silencieux, juste à l'écoute des craquements internes de la comète...
Le deuxième élément de SESAME s'appelle SESAME-PP, c'est un instrument visant à mesurer la permittivité électrique du sol cométaire, toujours via les pieds de la sonde.
Le troisième sous-système de SESAME est le SESAME/DIM (Dust Impact Monitor). Son objectif est de mesurer très précisément les grains de poussière venant impacter l'atterrisseur, grâce à un détecteur piézoélectrique. Il pourra compter le nombre de grains de poussière ayant une taille de 1 µm à 6 mm de diamètre, et une vitesse comprise entre 0,025 et 0,25 m/s.
Enfin, nous terminons ce tour de Philae par l'instrument ROMAP (Rosetta Lander Magnetometer and Plasma). ROMAP est là encore un détecteur multiple composé de trois appareils différents : un magnétomètre, qui mesurera très finement le champ magnétique de 67P (si il y en a un), avec une sensibilité de 1 centième de nanotesla. Ensuite, un moniteur de plasma, ROMAP/SPM, qui va mesurer la densité, l'intensité, et la direction des électrons et des particules légères chargées au niveau du sol de la comète. Ce gaz ionisé n'est rien d'autre que le gaz relâché par la comète qui se trouve ionisé par le rayonnement UV du soleil, et qui va former la belle chevelure de la comète à son approche du Soleil. Enfin, ROMAP contient également un capteur de pression, pouvant mesurer une pression de l'ordre de 1 milliardième de la pression atmosphérique...
Tous ces instruments de haute technologie ont été développés spécifiquement pour cette mission, et ont du être adaptés aux contraintes de masse, de taille et de puissance électrique consommée, qui ont été, on s'en doute, extrêmement difficiles à concevoir et mettre en oeuvre.
L'enjeu est de taille, au delà des planétologues, les scientifiques du monde entier attendent beaucoup des résultats qui seront obtenus grâce aux instruments de Philae. Le 12 novembre prochain sera un jour crucial. Il faut que l'atterrissage de Philae se passe bien...
source: Rosetta’s Philae Lander: A Swiss Army Knife of Scientific Instruments T. Reyes Universe Today september 22, 2014
Curiosity, le rover de la NASA arpentant Mars, vient de trouver que les Martiens aussi jouent à la pétanque... Et ils ont perdu leur cochonnet, d'ailleurs. Il paraît que des bouteilles de Pastaga ont été trouvées à côté mais l'image a été censurée...
Caillou en forme de boule observé par Curiosity (NASA)
Blague à part, on voit que l'érosion des vents martiens est assez puissante pour polir des gros caillous... Et qu'il n'y a rien d'intéressant sur cette planète aride...
D'un peu plus près, regardez ce beau cochonnet galet, qui n'est peut-être pas si sphérique que l'on pourrait croire :
La connaissance la plus précise des réactions thermonucléaires qui ont lieu au cœur des étoiles est une étape très importante en astrophysique nucléaire : elle permet non seulement d'appréhender au mieux la production d'énergie dans les étoiles, mais aussi leur production de neutrinos et la création des éléments chimiques.
Pour connaître précisément ces réactions nucléaires, notamment leur section efficace (leur probabilité d’occurrence), rien de tel que de les reproduire sur Terre, et même sous terre...
L'expérience LUNA (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics)est une manip dédiée à de telles mesures de précision en astrophysique nucléaire. Elle est installée au laboratoire souterrain du Gran Sasso (LNGS) en Italie. Elle utilise des accélérateurs de particules pour créer des réactions nucléaires et mesurer leur section efficace. Ces petits accélérateurs sont enfouis dans le souterrain du LNGS pour bénéficier du très bas bruit de fond provenant des rayons cosmiques. En effet, les mesures qu'effectue LUNA doivent être si précises, et le signal étant tellement faible et rare, qu'à la manière de la recherche de particules de matière noire, l'expérience doit être installée dans le fameux tunnel de l'A24 situé auprès de L'Aquila.
L'accélérateur de LUNA et M. Anders du
Helmholtz-Zentrum de Dresden-Rossendorf (HZDR/Anders)
L'un des objectifs les plus ambitieux de l’astrophysique nucléaire est d'expliquer l'origine et l'abondance de tous les éléments chimiques que nous connaissons, et qui prennent naissance dans le cœur des étoiles, dans de multiples réactions thermonucléaires et sous de multiples scénarios possibles, ainsi que dans l'Univers primordial et sa nucléosynthèse du même nom...
Dans les étoiles, tout commence avec l'hydrogène, c'est à dire avec des protons. Le premier processus de fusion nucléaire consomme 4 protons pour finalement produire un noyau d'hélium, en libérant une énergie de 27 MeV. La combustion nucléaire de l'hydrogène correspond à la phase la plus longue de la vie d'une étoile et est responsable de sa luminosité. Il y a deux voies possibles pour produire un noyau d'hélium à partir de 4 protons, soit par le processus appelé p-p, soit par celui, plus efficace, dit du cycle CNO. D'autres types de processus existent ensuite dans les étoiles de deuxième génération, comme les cycles NeNa ou MgAl.
Vue du hall principal du laboratoire souterrain du Gran Sasso (INFN)
LUNA a utilisé un "petit" accélérateur de 50 kV entre 1992 et 2001 et utilise aujourd'hui une machine un peu plus grosse de 400 kV. Ces accélérateurs permettent de produire des réactions nucléaires entre protons et deutérium par exemple, ou encore entre deux noyaux d'hélium-3, deux réactions fondamentales qui entre en jeu dans le processus p-p. Mais les résultats les plus importants ont sans doute été obtenus par l'étude de la réaction d'un proton sur un noyau d'azote-14, une réaction qui produit un noyau d'oxygène-15 et l'émission d'un photon gamma. Cette réaction a notamment des conséquences sur la production de neutrinos du cycle CNO, ainsi qu'indirectement sur l'âge des amas globulaires.
On peut également citer une autre réaction nucléaire d'importance étudiée par LUNA, la réaction dans laquelle on bombarde de l'hélium-4 sur de l'hélium-3 et qui produit du béryllium-7 et un photon gamma, cruciale pour comprendre la production de lithium lors de la nucléosynthèse primordiale d'une part et la production de neutrinos solaires par le béryllium-7 et le bore-8 d'autre part.
Le point commun de ces expériences, outre qu'elles accélèrent des ions sur des cibles, est qu'elles nécessitent de détecter des rayons gamma de relativement haute énergie, ce qui permet d'en déduire combien il y a effectivement eu de réactions, par rapport au nombre d'ions envoyés, et donc de déterminer la probabilité de la réaction en question (sa section efficace).
Comme je l'ai déjà dit, ces probabilités peuvent être très petites, il y a donc alors peu de rayons gamma produits. Or, des rayons gamma, il y en a partout autour de vous... Ils proviennent de la radioactivité naturelle. Pour s'en débarrasser lorsqu'on est au niveau de la mer, cela peut vite devenir complexe. On utilise des blindages autour des détecteurs de rayonnement, le plus souvent des détecteurs à semi-conducteur au germanium refroidi ou des scintillateurs en germanate de bismuth. Ces blindages vont fortement atténuer ou carrément absorber les photons gamma. Les meilleurs blindages de ce type sont ceux utilisant des matériaux de numéro atomique élevé, le plomb le plus souvent.
Spectre gamma du bruit de fond mesuré à LUNA
(sans blindage plomb en bleu, avec blindage en rouge) (LUNA collab.)
Mais le plomb au niveau de la mer, comme les autres éléments lourds, possède un défaut majeur : lorsqu'il est utilisé sous forme de gros volume (comme ce qui est nécessaire dans les mesures de LUNA), des muons du rayonnement cosmique vont y produire des réactions de spallation, créant des petites gerbes de neutrons. Et ces neutrons à leur tour vont pouvoir produire des réactions de diffusions inélastiques et de capture sur les noyaux d'atome rencontrés, en produisant devinez quoi ? Des rayons gamma... On peut ainsi générer des photons gamma à proximité immédiate d'un détecteur en voulant éliminer les photons gamma venant de plus loin...
La seule solution pour remédier à cette quadrature du cercle est d'éliminer le flux de muons cosmiques responsable des interactions parasites dans le plomb, et donc d'aller s'enfouir en profondeur sous 1400 mètres de roches, là où le flux de muons est réduit d'un facteur 1 million.
Dans le laboratoire souterrain du Gran Sasso, les détecteurs germanium entourant l'accélérateur de LUNA peuvent être surblindés en plomb sans risque, et ainsi éliminer la quasi totalité de la radioactivité ambiante pour ne détecter que les photons gamma des précieuses petites réactions nucléaires des étoiles qui sont reproduites dans un silence abyssal...
Une évolution de LUNA est d'ores et déjà prévue pour entrer en service en 2018 et déjà les américains et les chinois montrent des velléités de suivre les pas européens innovants de l'astrophysique nucléaire souterraine.
Source :
Nuclear astrophysics and underground accelerators
Alessandra Guglielmetti, for the LUNA collaboration
Physics of the Dark Universe, Volume 4, September 2014
Vous voyez cette montagne enneigée sur fond noir ? Et bien c'est la comète Churyumov-Gerasimenko vue par la sonde Rosetta à seulement 62 km de distance !
Churyumov-Gerasimenko vue par Rosetta à 62 km ESA / Rosetta / MPS for OSIRIS Team; MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
La sonde Rosetta poursuit ses approches en orbite de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko notamment pour imager les meilleurs sites d'atterrissage pour le module Philae devant s'y poser en novembre. Cette image date d'il y a environ 10 jours. Le noyau de la comète apparaît très sombre, sa surface reflète seulement quelques pourcents de la lumière du soleil qui l'atteint, équivalent à un morceau de charbon par exemple.
Ce noyau cométaire fait environ 4 km dans sa plus grande longueur. La gravité y est si faible qu'un astronaute qui serait dessus, en sautant, n'y retomberait pas mais se retrouverait à la dérive dans l'espace...
Cet après-midi dans le grand auditorium du CERN à Genève, Samuel Ting a présenté les nouveaux résultats de l'expérience AMS-02, ce gros détecteur de particules et antiparticules installé en orbite sur l'ISS.
Les premiers résultats avaient été présentés au mois d'avril 2013 et nous nous en étions fait l'écho ici même.
Ces nouveaux résultats qui viennent d'être présentés, et publiés dans la foulée dans Physical Review Letters sont très intéressants. Bien évidemment, aucune découverte majeure n'a été annoncé par le prix Nobel 1976, non, mais une petite découverte qui montre un phénomène vraiment intéressant. AMS-02détecte desrayons cosmiques de très haute énergie, majoritairement des électrons et leurs antiparticules, les positrons, mais aussi des protons, des antiprotons, et autres petits noyaux chargés. Le paramètre clé pour ce qui nous concerne, nous qui nous intéressons à la matière noire est ce que l'on nomme la fraction de positrons, il s'agit du nombre de positrons détectés par rapport au nombre d'électrons+positrons. C'est un paramètre-clé car si la fraction de positrons (qui est toujours très inférieur à 0,5) augmente en fonction de leur énergie, c'est potentiellement un signe de l'existence de matière noire sous forme de particules massives (très massives, pour le coup). Et c'est justement ce qui était vu en 2013 confirmant des résultats d'autres expériences antérieures mais beaucoup moins précises.
Fraction de positrons mesurée par AMS-02 avec 10,9 millions de particules (AMS Collaboration)
Les résultats présentés cet après-midi à Genève non seulement confirment les résultats de 2013, mais les affinent en y apportant plus de précision.
Sur les 54 milliards de particules détectées par AMS depuis sa mise en service en 2011, 46 milliards ont pu être analysées, parmi lesquelles ont été isolés 10,9 millions d'électrons et positrons (on en avait que 6,8 millions en avril 2013). Et grâce à ce nombre beaucoup plus important de particules, la valeur de la fraction de positrons en fonction de l'énergie peut être tracée avec beaucoup plus de précision. Et voilà cette petite découverte majeure dans les données : on peut aujourd'hui affirmer avec certitude que la courbe commence à baisser (le genre de chose qui en fait rêver plus d'un du côté de l'Elysée...).
On peut donc affirmer que la fraction de positrons commence à décroître à partir d'une énergie de 275 GeV. Pourquoi est-ce si important ? Parce que le modèle décrivant des neutralinos de plusieurs centaines de GeV indique que ces particules de matière noire peuvent s'annihiler entre elles en produisant justement un excès de positrons, comme ce qui semble être observé par AMS-02. Et le modèle prédit justement que la fraction de positrons doit croître lentement en fonction de l'énergie, sans sauts brutaux (exactement ce qui est observé pour l'instant), et cette fraction de positrons doit ensuite brutalement chuter au niveau de l'énergie correspondant à la masse du neutralino. Il faut donc qu'à partir d'une certaine énergie la fraction de positrons commence à décroître, puis elle devrait ensuite chuter. Mais plus les particules détectées sont énergétiques et moins il y en a... C'est donc un long cheminement pour produire ces mesures de précisions. La courbe de la fraction de positrons en fonction de l'énergie doit être patiemment construite en engrangeant toujours plus de particules...
Evolution de la fraction de positrons (modèle théorique)
pour un neutralino de 400 GeV et de 800 GeV
Il se peut aussi que la courbe décroisse lentement après ce sommet à 275 GeV au lieu de chuter brutalement, et dans ce cas, cela voudra dire que cet excès n'est pas dû à des annihilations de neutralinos... Ces positrons pourraient aussi être produits par une source astrophysique comme les pulsars. Mais cette solution n'est tout de même pas très privilégiée car les positrons dans ce cas devraient avoir une distribution assez anisotrope (venant de directions privilégiées), ce qui n'est pas du tout observé, au contraire, les positrons de AMS semblent très isotropes, ce qui est aussi en faveur de l'explication de type matière noire (annihilation de neutralinos de plusieurs centaines de GeV)...
Au rythme actuel de détection par AMS-02, la courbe de la fraction de positrons pourra peut-être arriver à sa chute providentielle dans moins de 10 ans, peut-être 5... Ou jamais... en tout cas, c'est absolument passionnant !
Référence : High Statistics Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5–500 GeV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station
L. Accardo et al. (AMS Collaboration) Phys. Rev. Lett. 113, 121101 – Published 18 September 2014
Nous poursuivons notre série (involontaire)
sur les trous noirs supermassifs… Cette découverte publiée aujourd’hui en vaut
la chandelle. Une équipe d’astronomes vient en effet de trouver un trou noir
supermassif, donc, mais dans une minuscule galaxie ! En fait il s’agit d’une
configuration totalement inédite.
Cette galaxie est ce qu’on
appelle une galaxie naine ultracompacte (une UCD, selon l’acronyme anglais,
pour ultra compact dwarf), et se nomme M60-UCD1. Elle est située tout près de
la grosse galaxie M60, à 54 millions d’années-lumière de nous.
La galaxie naine ultracompacte M60-UCD1
(NASA/Space Telescope Science Institute/ESA)
L’équipe menée par Anil Seth, de
l’université de l’Utah, publie sa découverte dans Nature aujourd’hui. C’est avec le télescope spatial Hubble et le
télescope Hawaïen Gemini North qu’ils ont observé attentivement ce qui se
passait vers le centre de cette toute petite galaxie de 300 années-lumière de
large seulement, mais contenant tout de même 140 millions d’étoiles.
L’émission
X provenant de son centre avait intrigué la communauté. Pour en avoir le cœur net,
les astronomes ont mesuré la vitesse de nombreuses étoiles peuplant la zone
centrale de M60-UCD1.
L’étonnement fut vraiment grand
lorsqu’ils découvrirent la valeur numérique de la masse invisible située au cœur
de la galaxie et responsable du mouvement des étoiles mesurées : 21
millions de masses solaires ! Ce trou noir fait plus de 5 fois la masse du
trou noir supermassif de notre galaxie (qui elle contient plusieurs centaines
de milliards d’étoiles et un diamètre 600 plus grand que cette minuscule). C’est
simple, à lui seul, le trou noir supermassif de M60-UCD1 représente 18% de la
masse totale des étoiles de sa galaxie. Du jamais vu.
Les astronomes pensent maintenant
tenir une nouvelle classe de galaxies, et reconnaissent désormais le rôle prédominant
que peuvent avoir les trous noir supermassifs sur l’évolution des galaxies. Et
Seth et ses collègues avancent une explication à l’existence de cette bizarrerie
cosmique : comme une si petite galaxie ne semble pas pouvoir avoir créé un
tel trou noir, il se pourrait qu’elle ait été dans le passé beaucoup plus
grosse…
Etant très près de la galaxie M60, les auteurs proposent l’idée que les
deux galaxies auraient pu subir une collision il y a plus de deux milliards d’années,
M60 ayant fini par arracher une très grande partie des étoiles de M60-UCD1, qui contenait alors 10 milliards d’étoiles, et qui devint brutalement comme
peau de chagrin… mais tout en conservant son trou noir supermassif de grosse
galaxie… Soit dit en passant, M60 possède elle-aussi un monstrueux trou noir
dans son centre, mais lui de 4,5 milliards de masses solaires!
Jusqu’à aujourd’hui, on pensait
impossible que de telles galaxies naines ultracompactes puissent abriter un
trou noir supermassif. Et comme il y a presque autant de galaxies naines
ultracompactes que de grosses galaxies dans notre Univers proche, le nombre
total de trous noirs supermassifs pourrait tout simplement passer du simple au
double.
C’est désormais ce que va essayer
de démontrer Anil Seth et ses collègues allemands en s’intéressant de plus près
à d’autres galaxies proches de type UCD.
Référence :
A supermassive blackhole in an ultracompact dwarf galaxy
L’existence de trous noirs supermassifs de plus de 1
milliard de masses solaires dans un Univers à peine âgé de 1 milliard d’années
pose de grandes questions aux astrophysiciens.
Comment de tels objets ont-ils
pu grossir de la sorte en si peu de temps ? Ces trous noirs supermassifs
sont les sources d’énergie qui sont à l’origine des quasars, objets extrêmement
lumineux et lointains, connus depuis une cinquantaine d’année.
Vue d'artiste d'un trou noir entouré par un disque d'accrétion.
(NASA/CXC/SAO)
Les quasars les plus lointains
que nous connaissons se situent dans une zone de l’espace-temps où l’Univers
n’avait que 6% de son âge, soit un peu moins d’un milliard d’années. Les
premières étoiles, elles, sont apparues quand l’Univers était âgé environ d’une
centaine de millions d’année et les premières galaxies aux alentours de 500
millions d’années.
Ce que l’on pense aujourd’hui,
c’est que les trous noirs supermassifs grossissent par fusion successives de
trous noirs de masses intermédiaires, de plusieurs centaines de milliers de
masse solaire. Mais un trou noir « normal » se forme par
l’effondrement d’une étoile qui peut avoir environ une masse de 10 masses
solaires, seulement. Les premiers trous noirs sont apparus après l’effondrement
d’étoiles de la toute première génération, celles qui sont nées quelques
centaines de millions d’années après la singularité initiale, et qui ont dû
avoir une durée de vie très courte, probablement moins de 100 millions
d’années.
On pense donc raisonnablement
qu’il existait de nombreux trous noirs stellaires (de l’ordre de 10 masses
solaires) dans l’Univers âgé de 300 à 400 millions d’années.
Mais comment peut-on passer de
trous noirs de 10 masses solaires à des énormités de plus de 100000 masses
solaires en l’espace de seulement 600 millions d’années ?Cette question
est l’une des grandes énigmes actuelles en astrophysique. La question se pose
car le grossissement en masse des trous noirs par accrétion de matière est un
processus limité : le taux d’accrétion d’un trou noir (la quantité de
masse attrapée par seconde) ne peut pas dépasser une certaine limite physique,
le taux d’Eddington, qui est lié à la pression de radiation produite par le
rayonnement du disque d’accrétion, qui vient s’opposer à la force de
gravitation faisant tomber le gaz dans le disque d’accrétion.
Schéma du principe d'accrétion exponentielle par diffusion
au sein d'un amas dense. Le trou noir a un mouvement
erratique et collecte de la matière dans son mouvement.
(Alexander et al., Science)
Deux astrophysiciens, un
israélien et un américain, viennent de proposer une solution possible à cette
énigme. Dans un court article paru dans le numéro de Science de vendredi dernier, ils proposent un mécanisme dynamique
permettant à un trou noir stellaire d’outrepasser la limite d’Eddington et de
grossir très rapidement et très fortement pour atteindre la taille d’une graine
de trou noir supermassif, soit 10000 masses solaires en moins de 10 millions
d’années.
Leur proposition est la
suivante : à l’origine, un trou noir stellaire de 10 masses solaires se
trouve emprisonné à l’intérieur d’un amas très dense d’étoiles. De plus, cet
amas est traversé par un flux de gaz froid et dense également. Ce type d’amas
d’étoiles pourrait être les toutes premières proto-galaxies.
Ce qui se passe est que le disque
d’accrétion entourant le trou noir est fortement perturbé par les multiples
interactions gravitationnelles entre le trou noir et les étoiles environnantes,
très nombreuses. De fait, le trou noir se retrouve comme balloté dans un
mouvement erratique parmi les milliers d’étoiles de l’amas. De plus, le flot de
gaz froid circulant au milieu de tout ce monde a pour effet de rendre opaque le
milieu à proximité immédiate du disque d’accrétion du trou noir. La conséquence
de ces effets simultanés est une sorte de disparition de la limite d’Eddington :
dans ces conditions particulières, le trou noir se retrouve pouvoir accréter et
absorber tout le gaz (et les étoiles sont du gaz) se trouvant sur son chemin
avec un taux (la quantité de masse par seconde) sans aucune limite. Ce
grossissement est qualifié par les auteurs de supra-exponentiel, c’est dire…
Tal Alexander et Priyamvada
Natarajan montrent que dans ces conditions particulières, un trou noir de
taille stellaire atteint 10000 masses solaires en moins de 10 millions
d’années. Ils indiquent également qu’avec de telles graines de trous noirs de 10000 masses solaires, le seul effet d’une
accrétion revenue dans un régime normal (avec limite d’Eddington) suffirait à
obtenir des trous noirs de 1 milliard de masse solaire quelques centaines de
millions d’années plus tard, même sans avoir recours à des fusions de graines…
Ils concluent leur article en
précisant qu’il n’est même pas nécessaire qu’un tel mécanisme ait lieu
systématiquement. Si cela a eu lieu dans seulement 1 à 5% des amas denses
d’étoiles de l’Univers très jeune, ce serait suffisant pour expliquer le nombre
de quasars que nous voyons aujourd’hui.
Serait-ce le début de la fin
d’une énigme ?
Référence :
Rapid growth of seed black holes in the early universe by supra-exponential accretion
C’est en 1963 que les quasars ont
été formellement identifiés comme étant l’émission associée à des trous noirs
supermassifs accrétant de la matière au cœur de galaxies lointaines. Le terme
quasar, contraction de quasi-stellar object vient du fait que l’observation en
lumière visible de ces objets ressemble à s’y méprendre à une étoile… sauf que
leur distance est extrêmement élevée, plusieurs milliards d’années-lumière,
rendant leur origine stellaire impossible.
Rappelons rapidement que toutes les
étoiles que nous pouvons voir dans le ciel font partie de notre galaxie, et
sont donc situées à moins de 100000 années-lumière de nous.
Le Quasar 3C 175 montrant un puissant jet de matière signant
l'axe de rotation du trou noir supermassif (NRAO/AUI)
La gigantesque luminosité des
quasars est dûe au disque de matière (du gaz) qui tourne autour du trou noir géant à une
vitesse proche de la vitesse de la lumière. L’échauffement et la friction du
gaz produit cette émission lumineuse dans diverses longueurs d’ondes, elle est
si intense qu’elle dépasse largement la luminosité des milliards d’étoiles qui
constituent la galaxie hôte du monstre, et est visible à plusieurs milliards
d’années-lumière de là.
On peut étudier les propriétés
d’un tel quasar en faisant de la spectroscopie de sa lumière, en analysant la
lumière par décomposition de ses longueurs d’onde. Grâce à cette technique,
deux astrophysiciens chinois viennent tout juste de faire une trouvaille très
intéressante, qui va permettre de mieux comprendre comment fonctionne un quasar.
Il n’ont pas étudié le spectre d’un seul quasar isolé, mais les spectres de plus
de 20000 quasars ! En étudiant cette très grande
population de quasars (j’ignorais d’ailleurs qu’on en connaissait déjà autant),
Shen et Ho arrivent à montrer que tous les quasars peuvent être classés en
fonction de seulement deux petits paramètres physiques. Pour la première fois, ils
montrent que ces objets hors du commun ont des propriétés communes reliées à
des paramètres simples, et qu’il existe une sorte de classe standard
de quasars, de la même façon que les étoiles avaient pu être classées en
fonction de leur couleur et de leur luminosité au début du XXème siècle,
montrant l’existence de familles d’étoiles.
Les raies d’émission visibles
dans le spectre de leur lumière révèlent des informations sur
l’environnement des quasars.
Les rapports d’intensité entre
différentes raies qui correspondent à des niveaux d’ionisation différents du gaz fournissent une information sur l’intensité du rayonnement du disque
à l’origine de cette ionisation. Cette intensité de rayonnement du disque est
elle-même directement une fonction de ce qu’on appelle le ratio d’Eddington. Un trou noir ne peut pas avoir un taux
d’accrétion de gaz infini, il existe une limite, qui correspond au moment où la
force de pression du rayonnement dans le disque d’accrétion (force vers vers l’extérieur) contrebalance
exactement la gravité du gaz tombant vers le trou noir (vers l'intérieur). Le trou noir peut continuer à accréter de la
matière, mais à un taux constant.
Le ratio d’Eddington est le rapport de la
luminosité d’un disque d’accrétion par rapport à celle d’un disque d’accrétion arrivé à la limite, c'est une sorte d’indicateur d’âge du disque d’accrétion. Mesurer des
rapports d’intensité de raies bien choisies dans le spectre permet ainsi de
connaître le rapport d’Eddington du quasar, c’est-à-dire la maturité de son
disque d’accrétion.
L’autre information clé pouvant être obtenue
dans les raies du spectre vient de l’effet Doppler, cet effet qui
décale les longueurs d’ondes vers le bleu ou vers le rouge en fonction de la
vitesse (rapprochement ou éloignement) de la source émettrice.
Graphe de classification des quasars
(Shen et Ho, Kavli Institute for astronomy and astrophysics)
C'est la vitesse du gaz situé dans la ligne de visée entre le trou noir géant et nous que nous voyons, et celle-ci dépend de la force de gravitation présente, et donc de la masse du trou noir. Mais le problème dans cette méthode de mesure c'est que cette évaluation dépend de l'angle existant entre l'axe de rotation du trou noir (c'est à dire le plan du disque d'accrétion, orthogonal), et l'axe de visée, dont dépend directement la vitesse d'éloignement/rapprochement. On peut connaître cet axe de rotation dans certains quasars quand des jets de matière et de rayonnement sont bien visibles, car ils sont toujours situés exactement dans l'axe de rotation du trou noir. Mais tous les quasars ne montrent pas forcément leurs jets... C'est pour pallier à cette difficulté majeure que Shen et Ho ont eu l'idée de tracer la population de milliers de quasars en fonction de deux paramètres : sur l'axe des X, un ratio d'intensité de raies, le traceur du ratio d'Eddington (traceur de la maturité du disque d'accrétion et qui dépend aussi de la masse du trou noir), et sur l'axe des Y, l'élargissement Doppler, traceur à la fois de la masse du trou noir et de l'orientation de son axe de rotation.
Ce graphique en 2 dimensions est très riche d'enseignements : il montre pour la première fois qu'il existe un lien entre le ratio d'Eddington et l'environnement à grande échelle des quasars; les trous noirs les plus massifs (i.e ceux qui ont un taux d'accrétion faible et un ratio d'Eddington petit) existent davantage dans des environnements à grande échelle où les quasars et leur galaxie hôte sont le plus fortement imbriqués.
Par cette nouvelle classification des quasars, Shen et Ho montrent que le comportement des noyaux de galaxie, qui ont une échelle relativement petite, semble lié à ce qui se passe à l'échelle bien plus grande de l'amas de galaxies, ce qui laisse penser à l'existence de relations d'évolution entre ces deux entités, trous noirs supermassifs et amas de galaxies...
L’origine des rayons cosmiques
ultra-énergétiques est aujourd’hui toujours mystérieuse. Et pour cause, on a du
mal a en détecter suffisamment pour déterminer leur direction de provenance
dans le ciel, ce qui pourrait aider à comprendre leur origine.
Ces protons (pour la plupart) qui
peuvent avoir une énergie de 1020 eV sont effectivement assez rares.
On parvient à en détecter avec un taux d’une particule par kilomètre carré par
siècle. Il faudrait donc agrandir considérablement nos détecteurs si on ne peut
compresser le temps…
Le plus grand détecteur dédié à
une telle recherche de particules cosmiques ultra-énergétiques est l’Observatoire
Pierre Auger, du nom du grand physicien français qui fut un pionnier de la
physique subatomique. L’Observatoire Pierre Auger est un vaste réseau de
détecteurs disposés dans la pampa argentine sur environ 3000 km². Le concept à
la base de ce type de détecteurs est d’être sensible non pas à la particule
primaire ultra-énergétique, mais aux nombreuses particules secondaires et
tertiaires qui se forment par interactions dans la haute atmosphère. En
détectant et mesurant l’énergie et la direction de milliers de particules
secondaires formant de grandes gerbes, on parvient à reconstruire les
caractéristiques de la particule leur ayant donné naissance.
Mais l’Observatoire Pierre Auger
n’est pas encore assez grand pour capturer suffisamment d’ultraparticules… Il n’en
analyse environ que 30 par an avec une bonne donnée directionnelle, ce qui est vraiment
trop peu pour avoir des résultats statistiquement propres…
Comment faire ? Des
physiciens anglais, russes, hollandais et australiens viennent de proposer une
idée étonnante, et pour le moins innovante. Ils proposent d’utiliser la Lune
comme détecteur de particules! La moitié du détecteur en fait, car l’autre moitié
reste sur Terre. Leur idée est la suivante : de même que les particules
cosmiques produisent des interactions dans la haute atmosphère, elles le font
également avec toute la matière qu’elles rencontrent sur leur trajet. Et la
Lune peut bien sûr se retrouver sur le trajet. Comme lorsqu’elles parviennent
dans l’atmosphère terrestre, les particules ultra-énergétiques vont produire d’intenses
gerbes de particules secondaires dans la croûte de la Lune. L’effet que l’équipe de physiciens souhaite utiliser est un phénomène physique qui est appelé l’effet Askaryan, du nom du physicien
soviétique qui l’avait mis en évidence dans les années 1960.
Rayonnement Askaryan produit par une particule
énergétique dans le régollithe lunaire (J. Bray et al.)
Ici, ce ne sont
pas directement les gerbes de particules secondaires que l’on va chercher à
détecter, et non, parce que ces particules sont réabsorbées très vite par la
croûte lunaire. L’effet Askaryan a lieu exactement au moment où la particule
primaire interagit avec un noyau d’atome et produire une gerbe de particules
secondaires. Toutes ces particules (la primaire comme les secondaires) sont des
particules électriquement chargées. Et dès la production de la gerbe, de
nombreuses particules produites subissent une très forte décélération. Et qui
dit décélération de charge électrique dit rayonnement électromagnétique. L’effet
Askaryan est une émission d’ondes électromagnétiques (dans le domaine des ondes
radio) lors de la production des gerbes de particules. Cette émission est très
intense, mais surtout très très courte, environ une nanoseconde.
La solution envisagée est tout de
même un peu subtile, car en effet, la Lune offre potentiellement une surface de
détection considérable, mais les ondes radio sont elles aussi absorbées par la
croûte lunaire. Il en résulte que la surface utile est en fait constituée seulement par
les bords de la Lune, là où le rayonnement n’a qu’une mince épaisseur à
traverser. D’autre part, l’émission radio est produite en lobes, ce qu'il faut prendre en compte.
Vue d'artiste du Square Kilometer Array (SKA Telescope)
L’équipe mené par Justin Bray a
calculé qu’une telle émission en provenance des bords de la Lune serait assez facilement
détectable avec le futur grand réseau de radiotélescopes actuellement en
construction en Australie et en Afrique du Sud , le SKA
(Square Kilometer Array). Ils estiment que la Lune associée au SKA serait
équivalente à un observatoire dix fois plus vaste que l’Observatoire Pierre
Auger, et permettrait donc de capturer (indirectement) 10 fois plus de rayons
cosmiques ultra-énergétiques dans la même durée…
Ce qui est vraiment très intéressant avec ce principe de détection, c'est qu'il s'applique également aux neutrinos énergétiques, qui sont eux-aussi mystérieux et possèdent a priori une autre origine. L'intérêt est donc multiple, et quand l'imagination est au pouvoir, on ne peut pas l'arrêter...
Référence :
Lunar Detection Of
Ultra-High-Energy Cosmic Rays And Neutrinos
