Gaia ou la Renaissance de l'Astrométrie

Dans quelques semaines, le 20 novembre, l’ESA va lancer un petit bijou de technologie, le satellite Gaia.

Gaia est un télescope dédié à l’astrométrie, cette science vieille comme l’astronomie, qui consiste à cartographier le ciel en enregistrant les positions exactes des étoiles. Son objectif durant sa mission, initialement prévue pour durer 5 ans, est d’atteindre le nombre de 1 milliards d’étoiles, toutes dans notre voie lactée, bien sûr.

Mais Gaia va cartographier non seulement les positions en deux dimensions sur la voute céleste, mais aussi dans la troisième dimension, la distance, pour environ 10 millions d’étoiles qui le permettront, et avec une précision inférieure à 1%...

Gaia devrait ainsi faire faire un pas de géant dans les données astronomiques. Il faut savoir qu’aujourd’hui, nous ne connaissons avec précision la distance que de quelques centaines d’étoiles proches seulement !...

Vue d'artiste de Gaia (ESA).

Ce qui permettra ces très grandes précisions de mesure est l’imageur embarqué dans Gaia : il s’agit d’un ensemble de 106 capteurs CCD, fournissant une image résolue de 900 megapixels. On peut comparer par exemple avec l’équipement du télescope spatial Hubble muni de 2 CCD pour un total de 16 megapixels seulement…

Gaia sera en fait instrumenté par deux télescopes pointant chacun dans une direction différente du ciel, séparées de 106.5° exactement, et permettant un champ de vue très vaste. Le satellite fera une rotation complète sur lui-même en 6 heures pour imager tout le ciel, et chaque étoile sera mesurée plusieurs fois au cours du temps, environ 70 fois.  En l’espace de 5 ans, Gaia aura produit plus d’images que Hubble en 21 ans.

La précision attendue sur la position des étoiles est de l’ordre de quelques microarcsecondes, une résolution des centaines de fois meilleures que les meilleures données actuelles, et des millions de fois plus précises que les données collectées par l’astronome grec Hipparque il y a 2000 ans.

La mesure de la distance sera effectuée par la méthode infaillible de la parallaxe, qui est d’autant plus aisée à mettre en œuvre que l’étoile est proche. Le phénomène de parallaxe est rappelons le mouvement apparent d’un objet lointain vu de deux endroits différents. Dans notre cas, ces deux endroits d’observation se situent de part et d’autre du soleil à 6 mois d’intervalle grâce à la rotation de la Terre autour du soleil.

Alors que la turbulence atmosphérique empêche les télescopes au sol de distinguer des tout petits mouvements apparents des étoiles, et donc limite les mesures de parallaxe à des étoiles relativement proches (quelques centaines d’années-lumière au mieux), ce ne sera plus le cas avec Gaia. La résolution obtenue en orbite permettra de mesurer des distances jusqu’à environ 30000 années-lumière.

Principe de la mesure de distance par la parallaxe (wikipedia).

Gaia permettra également de mesurer précisément des mouvements propres d’étoiles (variation de leur position au cours du temps), ainsi que des vitesses d’éloignement ou rapprochement (via l’analyse spectrale de leur lumière et le décalage Doppler).

Nous aurons ainsi une superbe carte en quatre dimensions (3 positions et vitesse) des millions d’étoiles les plus proches qui nous entourent dans la galaxie.

Gaia a eu un prédécesseur au début des années 1990, le satellite Hipparcos, qui avait réussi à cataloguer près de 120000 étoiles dont seulement 400 d’entre elles avec une précision de l’ordre de 1%.

Portait d'Hipparque.

Gaia, à l’inverse de Hipparcos, pourra aussi détecter d’autres objets que des étoiles, par exemple des naines brunes (des étoiles « ratées ») ou encore des exoplanètes massives, suffisamment massives pour  modifier le mouvement apparent de leur étoile. Et plus près de nous, Gaia pourra également observer et collecter des données sur les dizaines de milliers d’astéroïdes qui gravitent dans notre système solaire et qui pourront passer dans son champ de vue.

La connaissance des positions et vitesses d’une grande zone de notre galaxie permettra de beaucoup mieux comprendre la formation de la galaxie, ainsi que par exemple la distribution de matière noire. Il n’est pas exclu non plus (et heureusement) que ces données de très grande précision montrent des phénomènes incompris, à l’origine de découvertes majeures…

Quoi que trouve Gaia, une chose est certaine : son catalogue astrométrique, qui sera publié vers 2021, restera une référence pour les plusieurs décennies à venir.

Le Boson de Higgs à l'Origine de la Matière Noire et de l'Asymétrie Matière-Antimatière ?

Et si le boson de Higgs était à l'origine de deux grandes énigmes actuelles de la physique : la matière noire et l'asymétrie entre matière et antimatière ? C'est ce que suggèrent deux physiciens qui publient une nouvelle théorie audacieuse dans Physical Review Letters.

Tout part de la suggestion par Sean Tulin, de l'University of Michigan et Géraldine Servant de l'institut Catalan de recherches avancées de Barcelone, qu'il aurait pu exister une asymétrie entre le boson de Higgs et son antiparticule dans l'Univers primordial.

On pense actuellement que le boson de Higgs ne possède pas d'antiparticule, mais le modèle standard de la cosmologie permet qu'il y ait eu à la fois des bosons de Higgs et des anti-bosons de Higgs quand l'Univers était très jeune. Le boson de Higgs interagit avec la matière ordinaire, et une éventuelle asymétrie entre bosons et anti-bosons de Higgs peut se transmettre d'une certaine manière en provoquant une asymétrie entre matière et antimatière...

Cette idée a été appelée l'Higgsogénèse par les auteurs, en référence à la baryogénèse, qui est la phase de production des baryons (protons et neutrons) en plus grande quantité que les antibaryons.

Tulin et Servant montrent que si le boson de Higgs interagit également avec la matière noire, par exemple en produisant des particules de matière noire lors de sa désintégration, il peut créer une quantité de matière noire telle que le ratio matière noire/matière visible est exactement ce que nos observons aujourd'hui...

Une conséquence, et non des moindres, de ce concept serait l'existence d'un test très simple pour l'existence de la matière noire, qui a tant de mal à être mise en évidence directement. Ici, quand le boson de Higgs se désintègre en d'autres particules dans le LHC au CERN, il produirait également des particules de matière noire, indétectables, mais que l'on pourrait déduire à partir des autres produits de la désintégration.

Les désintégrations de bosons de Higgs n'ont pour le moment pas encore été étudiées avec suffisamment de détails pour dire si un tel phénomène a lieu, mais cela pourrait être fait assez facilement dans le futur proche...

Et d'autres groupes de recherche s'intéressent aussi à l'Higgsogénèse, comme par exemple la physicienne théoricienne Sacha Davidson, de l'Institut de Physique Nucléaire de Lyon, et ses collègues, qui ont publié en juillet dernier sur arxiv.org une étude cherchant quels sont les prérequis pour produire l'asymétrie originelle entre Higgs et anti-Higgs à l'origine de tout le processus. Et ils trouvent qu'une théorie relativement simple peut produire une asymétrie du type de celle que proposent Tulin et Servant aujourd'hui.

Dans ce modèle, le modèle standard de la physique des particules inclut bien sûr toutes les particules existantes, mais y incorpore aussi deux bosons de Higgs, plus une troisième particule 'Higgs-like' qui resterait inobservable...

Ce qui rend ces modèles théoriques très intéressants, c'est qu'ils parviennent à mettre ensemble trois faits empiriques assez éloignés a priori : l'existence prouvée du boson de Higgs (nobélisé dans quelques jours), d'une matière noire, et d'une asymétrie matière-antimatière.

Références :

Higgsogenesis

Servant, G. & Tulin, S. 4

Preprint : http://arxiv.org/abs/1304.3464 (2013).

à paraître dans Phys. Rev. Lett.

Davidson, et al. 

Baryogenesis through split Higgsogenesis

Preprint : http://arxiv.org/abs/1307.6218 (2013).

Découverte de Supervolcans sur Mars

Après Science la semaine dernière, c’est au tour de Nature cette semaine de mettre Mars en couverture… Plusieurs cratères aux formes irrégulières, localisés dans une zone septentrionale de Mars appelée Arabia Terra, viennent d’être reconnus comme étant en fait un nouveau type de constructions volcaniques élevées, des supervolcans.

 Ces anciens volcans constituent ensemble une nouvelle zone volcanique martienne qui n’avait encore jamais été reconnue comme telle auparavant.

Joseph  Michalski du Planetary Science Institute de Tucson, et  Jacob Bleacher du NASA Goddard Space Flight Center cosignent cette étude. Ils montrent que ces paterae à faible pente sont très similaires aux supervolcans que l’on connait sur Terre, et possèdent des formes montrant des effondrements de structure, un volcanisme effusif et des éruptions explosives.  De la lave extrudée a contribué à la formation de ces hauts plateaux escarpés énigmatiques de l’Arabia Terra.

La Patera Eden (ESA/Mars Express/Freie Universität Berlin)

Les supervolcans sont définis comme des volcans qui sont capables au cours d’une seule éruption de cracher plus de 1000 km3 de roches, cendres et autres débris.

Ces volcans martiens apparaissent si massifs qu’ils ont pu, lorsqu’ils étaient actifs il y a plusieurs milliards d’années, couvrir toute la surface de Mars de cendre volcanique.

Des dégazages de soufre ainsi que des fins grains pyroclastiques issus de l’éruption de ces calderas semblent avoir alimenté la formation des roches sédimentaires et des terrains érodés qui sont observés tout autour de la région équatoriale de Mars. Ces fins grains sont notamment ceux de très petite taille qu’a pu observer le rover Curiosity dans le cratère Gale.

Le plus bel exemple de ces nouveaux volcans est sans doute la structure géologique qui est nommée Eden Patera, qui est longue de 85 kilomètres, pour une largeur de 55 kilomètres et une profondeur de 1.8 kilomètres. Ce qu'ont trouvé les deux chercheurs est l’existence de trois calderas dans la zone dépressionnaire, incluant un probable lac de lave solidifiée et un creuset volcanique où la lave aurait pu s’épancher.

Eden (NASA/JPL/MSSS)

Ces anciens volcans sont très différents des autres volcans martiens que l’on connaît par ailleurs, comme le célèbre Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire avec ses 625 km de diamètre. Ce type de volca, crache sa lave lentement, presque en continu, durant des milliards d’années. Par contraste, les anciens volcans découverts ont dû produire des éruptions très violentes, peut-être parce que leur magma était plus chargé en eau, ou bien parce qu’il remontait à travers la croute martienne à plus grande vitesse.

Cette découverte d’un nouveau type de volcanisme sur Mars change fondamentalement l’image de l’histoire géologique et climatique que l’on se faisait de Mars. Ils ont très probablement joué un grand rôle dans l’évolution primordiale de Mars.

D’autres bassins érodés des hauts plateaux martiens qui avaient été considérés depuis toujours comme étant des cratères d’impact très anciens devraient maintenant être reconsidérés à la lumière de cette découverte, comme pouvant être eux aussi des formations volcaniques formées aux débuts d’une phase de magmatisme furieuse sur Mars…

Voir également cette petite vidéo (en anglais) :

source : 

Supervolcanoes within an ancient volcanic province in Arabia Terra, Mars

Joseph R. Michalski &  Jacob E. Bleacher

Nature 502, 47–52 (02 October 2013)

Titan, la Lune en Plastique

Titan est la plus grosse lune de Saturne. Il est composé de pas mal d'hydrocarbures, à commencer par le méthane qui y existe sous forme probable d'un océan.

Mais la molécule de méthane est une petite molécule fragile (CH4), qui se casse très facilement sous les rayons du soleil. En se cassant, les molécules de méthane se recollent ensemble, deux à deux pour former éthane, ethylène ou éthyne, ou trois par trois, elles forment alors du propane, du propylène ou du propyne.

Lors de son passage auprès de Saturne et de Titan en 1980, la sonde Voyager 1 avait effectué quelques analyses chimiques et avait mis en évidence la présence de propane (la plus lourde des molécules à trois carbones) et de propyne (l'une des plus légères), mais curieusement, pas de trace de propylène...

Titan, vu par Cassini (NASA/JPL)

Bien heureusement, la sonde Cassini, qui est toujours actuellement en orbite saturnienne et qui rend périodiquement visite au gros Titan, possède un instrument très performant pour l'analyse à distance de composés gazeux, par l'analyse de leurs émissions dans l'infra-rouge. Cet instrument s'appelle le Composite Infra Red Spectrometer (CIRS). Pour la première fois, le CIRS vient de découvrir une nouvelle molécule sur une lune, et il s'agit du propylène manquant ! 

Le propylène, vous en touchez tous les jours, sous sa forme de chaîne polymérisée qu'on appelle le polypropylène. C'est le plastique peut-être le plus répandu, celui de vos sacs d'hypermarchés ou de vos boites de rangement.

Il y a donc du plastique sur Titan en quantités non négligeables, du plastique naturel...

Cette nouvelle pièce du puzzle va maintenant aider les planétologues à mieux comprendre encore le véritable zoo chimique qu'est l'atmosphère de Titan.

source :

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20130930/

A paraître dans The Astrophysical Journal Letters 30 septembre 2013

Curiosity Révèle la Composition du Sol du Cratère Gale

La revue scientifique Science met cette semaine Curiosity en couverture. Un supplément spécial retrace les premiers résultats des analyses chimiques du sol martien dans le cratère Gale.  C’est le 6 aout 2012, lorsque que le rover est arrivé sur la surface de la planète rouge, que Mars a reçu son laboratoire de géochimie le plus évolué.

Ses 10 instruments ont été déployés et exploités sur différents types de matériaux durant les 100 premiers jours martiens de la mission, incluant des analyses de roches, de sol et d’atmosphère. Curiosity a été envoyé pour étudier prioritairement une zone appelée le cratère Gale, où une grande diversité de matériaux avait été observée depuis les instruments en orbite.

Bien évidemment, un focus avait été fait sur les matériaux montrant des interactions avec un environnement aqueux.  Mais la mission devait également caractériser la diversité géologique du site d’amarsissage à différentes échelles : des ejecta d’impact, des éléments de sols et des accumulations de sédiments fins transportés par les vents.

Deux points d’arrêt notables se sont trouvés sur les 500 premiers mètres parcourus par le rover, le premier est un gros rocher, qui a reçu le nom de Jake_M, et le second est un amoncellement de sable et de poussière, dénommé Rocknest.

Poudre de sol prête à l'analyse par CheMin (NASA/JPL-Caltech)

Stolper et al. précisent que Jake_M a été rencontré à 282 m du site d’arrivée. C’est un gros caillou sombre, d’apparence homogène, et qui représente un type de magma martien jusqu’alors inconnu. A contrario des basaltes tholeiitiques typiques de Mars, qui sont riches en fer et pauvres an aluminium et peu fractionnés, Jake_M est apparu très alcalin et fractionné. En fait Jake_M est très similaire à certaines roches rencontrées sur Terre, quoique assez rarement, les mugearites, que l’on peut trouver dans des îles océaniques et des zones de rift. Les géophysiciens estiment qu’il provient probablement de magmas issus de la fonte partielle à haute pression de basaltes riches en eau.

Durant les 100 premiers jours de la mission, l’instrument ChemCam à produit plus de 10000 spectres grâce à son laser qui lui permet ainsi de caractériser la diversité des matériaux par leur surface. Le ChemCam peut également distinguer les composants du sol en fonction de la taille de grains. Ce que montrent Meslin et al. dans ce supplément de Science, c’est que les gros grains du sol sont plutôt des grains de type « felsique », riches en silicium et en aluminium, très similaires à la composition des fragments de roches plus gros rencontrés par Curiosity sur son chemin. Cela les amène à conclure qu’une grande partie du sol est constituée de tout petits morceaux de roches, des grains de sable issus de la fragmentation. En revanche, les grains plus petits qu’un millimètre, eux, sont différents, de type « mafique », très similaires à ce qui avait été observé il y a quelques années par les missions de rovers précédentes.

Le tas de sable et de poussière Rocknest, lui, a été analysé par l’instrument CheMin par diffraction de rayons X, ainsi que par le APXS (Alpha Particle X-Ray spectrometer). Les résultats diffèrent quelque peu en fonction des techniques d’analyse utilisées, mais il apparaît que  la majorité du dépôt est de composition cristalline d’origine basaltique (entre 55% et 71%) et l’autre part composée de matériaux amorphes, probablement des oxydes de fer.

SAM avant son installation sur le rover (NASA)

Leshin et al. se sont penchés eux aussi sur le matériau de Rocknest par l’utilisation de la pyrolyse grâce au SAM (Sample Analysis on Mars). De nombreux composés volatiles ont pu être observés, provenant probablement de la composante amorphe. Par ordre décroissant d’abondance, ils ont trouvé les molécules suivantes : H₂O, SO₂, CO₂ et O₂. Du beau monde… 
Il est très probable, selon les spécialistes que l’eau (H₂O) est contenue dans le composé amorphe et que le CO₂ a été libéré via la décomposition de carbonates de fer et de magnésium que n’avait pas réussi à voir CheMin de par leur faible abondance (inférieure à 2%).

Une analyse isotopique de l’eau et du CO₂ a par ailleurs montré que ces molécules étaient semblables à celles rencontrées dans l’atmosphère martienne.

SAM a également mis en évidence la présence d’autres composés chimiques comme des chlorures oxygénés, tout à fait similaires à d’autres composés du même type trouvés par des missions antérieures très éloignées du cratère Gale, ce qui suggère que leur accumulation reflète un processus global au niveau de la planète…

Références :

The Petrochemistry of Jake_M: A Martian Mugearite

E. M. Stolper et al.

Science (27 September 2013) Vol. 341 no. 6153

Soil Diversity and Hydration as Observed by ChemCam at Gale Crater, Mars

P.-Y. Meslin et al.

Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

X-ray Diffraction Results from Mars Science Laboratory: Mineralogy of Rocknest at Gale Crater

D. L. Bish et al.

Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

Curiosity at Gale Crater, Mars: Characterization and Analysis of the Rocknest Sand Shadow

D. F. Blake et al.

Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

Volatile, Isotope, and Organic Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover

 L. A. Leshin et al.

Science (27 September 2013)  Vol. 341 no. 6153

Découverte de la Galaxie la Plus Dense

C'est une toute petite galaxie, une de celles qu'on appelle les galaxies naines ultra-compactes. Et compacte, on peut dire qu'elle l'est, celle-là!

Son petit nom est M60-UCD1. Elle est située tout près de la "grosse" galaxie elliptique M60, à 54 millions d'années-lumière de chez nous.

M60-UCD1 (Chandra X-Ray Observatory, Harvard)

L'image ci-dessus a été obtenue par la composition d'images en rayons X par le télescope spatial Chandra, et en visible, grâce à Hubble. C'est ce dernier qu'il l'a découverte.

Ce qui est extraordinaire dans cette petite galaxie, ce n'est pas sa masse, qui est d'environ 200 millions de masses solaires (ce qui est relativement léger), mais c'est que la moitié de cette masse est située dans une sphère de seulement 80 années-lumières de rayon!

Cela veut dire que la densité d'étoiles y est 15000 fois plus importante que ce que nous connaissons dans le voisinage du Soleil!...

Une autre observation intrigante est une très forte émission de rayons X dans son centre... Trou noir, vous avez dit trou noir ? Supermassif en plus, 10 millions de masses solaires rien que pour lui...

Les astrophysiciens essayent de déterminer l'histoire de ce type de galaxies très particulières. Est-ce qu'elles naissent à partir d'un amas d'étoiles (un amas globulaire qui grossirait, grossirait...) ou bien à l'inverse, étaient-elles des galaxies plus grosses qui auraient perdu des étoiles au fur et à mesure du temps qui passe ? Car du temps, il en est passé. L'âge de M60-UD1 est estimé à 10 milliards d'années...

Ce qui est sûr, c'est qu'on ne trouve pas de trous noirs supermassifs au centre des amas globulaires. Les astrophysiciens s'orientent donc vers la deuxième solution. Cette galaxie hyper dense serait le résidu d'une galaxie plus grosse qui aurait pu subir une violente collision avec une autre galaxie, ce que corroborent également la masse de la galaxie et le fait que l'on y trouve une abondance d'éléments très similaire à ce qu'on trouve dans le soleil.

Si ce scénario est le bon, M60-UD1 aurait du être 50 à 200 fois plus massive qu'elle ne l'est aujourd'hui, ce qui rendrait cohérente la masse de son trou noir supermassif vis à vis de la masse globale. Il est probable que le phénomène de dépouillement d'étoiles qu'a subi M60-UCD1 ait eu lieu il y a bien longtemps, plusieurs milliards d'années.

source : 

The Densest Galaxy

J. Stader et al.

The Astrophysical Journal Letters,  20 september 2013

L'Anisotropie du Fond Diffus Cosmologique

Deux anomalies du fond diffus cosmologique observées par le prédécesseur du satellite Planck, WMAP, ont été confirmées au printemps dernier par les données de Planck, excluant de fait un biais de mesure.

L'une d'elle est une asymétrie de la température moyenne dans les hémisphères opposés du ciel (indiqués par la ligne courbe sur la figure ci-dessous, où les anomalies sont renforcées par la coloration rouge-bleu pour les rendre mieux visibles). Les températures sont légèrement plus élevées au sud de l'écliptique qu'au nord. Cela va à l'encontre des prédictions du modèle standard cosmologique qui dit que le fond diffus doit être homogène et isotrope. La seconde anomalie visible dans les données de WMAP et de Planck est un point froid qui s'étend sur une zone du ciel de l'hémisphère sud bien plus importante qu'une simple fluctuation (zone entourée ci-dessous).

Carte du CMB (ESA/Planck Collaboration)

Le rayonnement diffus cosmologique (CMB en anglais), est l'une des meilleures sondes pour explorer les très grandes structures de l'Univers. D'après le modèle de Big Bang actuelle, le fond diffus cosmologique est apparu lorsque la soupe primordiale s'est suffisamment refroidie dans l'expansion pour que les protons et les électrons puissent se combiner pour former des atomes d'hydrogène neutre et ainsi "libérer" les photons. C'était 380000 ans après l'instant initial. Si l'Univers était parfaitement homogène et isotrope, le CMB serait exactement identique partout dans toutes les directions du ciel. Mais il n'y aurait alors jamais eu de galaxies, d'étoiles et encore moins de planètes, et de grands singes bipèdes se posant des questions... 

Ce sont de très petites inhomogénéités dans l'Univers primordial qui ont fini par former toutes ces structures. Et ces inhomogénéités apparaissent dans le rayonnement du fond diffus, sous forme de très petites variations de température. La température moyenne de ce rayonnement vaut 2.735 kelvins, et les plus grosses fluctuations valent environ un dix millième de kelvin.

Modèle de Bianchi de type VIIh

Ces fluctuations devraient être distribuées statistiquement de façon uniforme dans toutes les directions (on parle d'isotropie).

Mais ni WMAP ni Planck n'ont réussi à démontrer la parfaite isotropie des fluctuations du CMB, au contraire. Leurs données sont cohérentes, il existe bel et bien une anisotropie aux grandes échelles angulaires, comme si il existait une direction privilégiée.

Or, il existe des modèles dynamiques qui proposent une structure à la fois homogène, mais anisotrope. Ces modèles qui incluent une expansion anisotrope associée à une rotation globale sont appelés des modèles de Bianchi de type VIIh, d'après le mathématicien du 19ème siècle Luigi Bianchi qui a imaginé ces premiers modèles mathématiques.

Dans un modèle de Bianchi de type VIIh, c'est comme si les photons du CMB se propagent le long de géodésiques qui seraient en rotation autour d'un axe de symétrie et décalés vers le rouge du fait d'une expansion additionnelle. On aurait alors affaire à l'addition d'un cisaillement et d'une vorticité des géodésiques.

Appliqué au CMB, le modèle de Bianchi de type VIIh donne une structure extrêmement proche de la distribution observée par le satellite Planck (voir la comparaison des deux cartes ci-dessus).

Lorsqu'on soustrait la composante anisotrope du Bianchi VIIh dans la carte du CMB de Planck, on retrouve une répartition tout à fait homogène et isotrope...

Tout cela semble vraiment très séduisant, mais il y a un petit problème... Il se trouve que ce type de modèle n'est pas cohérent ni avec la théorie de l'inflation, ni avec les valeurs mesurées de la densité d'énergie de l'Univers, qui sont par ailleurs validées par les données de Planck. Alors que penser ?

Une certitude est qu'il faut très probablement abandonner le dogme de l'isotropie cosmologique. L'autre certitude est qu'il y a encore de nombreux points à creuser pour en connaître la nature et l'origine. Les données du CMB et les anomalies observées doivent en être le point d'entrée. La ressemblance troublante de la carte du modèle de Bianchi de type VIIh avec la carte de Planck n'est sans doute pas à prendre à la légère malgré les tensions qu'elle induit. C'est dans les tensions que peuvent jaillir de nouvelles idées.

Source :
http://sci.esa.int/planck/51559-hemispheric-asymmetry-and-cold-spot-in-the-cosmic-microwave-background/

Des Nébuleuses Planétaires Etrangement Alignées

Des astronomes anglais viennent de trouver quelque chose d'étonnant. De nombreuses nébuleuses planétaires situées au cœur de notre galaxie montrent un alignement identique, elles sont alignées le long du plan galactique.

Il s'agit d'un certain type de nébuleuses planétaires, celles qu'on appelle des nébuleuses planétaires bipolaires. Les nébuleuses planétaires peuvent être classifiées selon trois familles : les polaires (les nébuleuses planétaires en forme de boule ou de coquille), les biploaires (qui montrent des formes de double lobe ou d'ailes de papillon) et enfin les non-polaires, qui se trouvent sans forme bien définie.

Une nébuleuse planétaire n'a de planète que le nom qui leur fut donné il y a quelques siècles. Il s'agit en fait d'enveloppes de gaz expulsées par une étoile de faible masse en fin de vie. Les nébuleuses planétaires bipolaires produisent de particulièrement belles formes.

Exemples de nébuleuses planétaires bipolaires : Hen3-1475, Hubble5, M2-9, NGC 5189,  NGC6302 et NGC 6881 (Hubble Space Telescope, NASA/ESA)

Les astronomes anglais de l'université de Manchester qui ont fait cette étude se sont penchés sur plus d'une centaine de nébuleuses planétaires des trois types peuplant la zone centrale de notre galaxie, qu'on appelle le bulbe. 

Toutes ces nébuleuses planétaires sont issues d'étoiles sans aucun lien entre elles, sauf leur appartenance à la même galaxie. Ce qu'ont découvert Bryan Rees et Albert Zijlstra, c'est que la plupart des nébuleuses planétaires bipolaires qu'ils ont observées avec le New Technology Telescope de l'ESO et le Télescope Spatial Hubble, sont orientées dans la même direction... ce qui est tout à fait surprenant sachant qu'elles ont toutes une histoire et des caractéristiques différentes. Leur grand axe est orienté dans le plan galactique.

"Alors qu'observer un tel alignement est déjà très surprenant, le voir dans la région centrale de la galaxie, très peuplée, est encore plus inattendu", précise Albert Zijlstra.

La célèbre nébuleuse bipolaire PN Hb 12, aussi appelée Hubble 12 (NASA/ESA)

On estime généralement que la forme des nébuleuses planétaires est sculptée par la rotation du système d'étoiles en étant à l'origine, souvent un système d'étoiles double. La présence de planètes peut également influencer fortement la forme de la bulle de gaz. La forme très particulière des nébuleuses bipolaires est probablement causée par des jets soufflant de la matière perpendiculairement à l'orbite du système.

Mais pour s'aligner comme l'ont observé les deux astronomes anglais, les étoiles binaires ayant formé ces nébuleuses auraient dû tourner perpendiculairement aux nuages interstellaires à partir desquelles elles se sont formées, ce qui paraît très étrange.

Schéma du processus d'alignement suggéré par B. Rees and A. A. Zijlstra. 

Tout le bulbe central est en rotation autour du centre galactique. Il semble ainsi que le bulbe ait une influence bien plus importante sur l'ensemble de la galaxie que ce qu'on pouvait penser auparavant, notamment via ses champs magnétiques. Comme les étoiles progénitrices des nébuleuses planétaires sont âgées entre 8 milliards et 13 milliards d'années, les auteurs suggèrent que c'est au moment de la naissance de ces étoiles binaires que le champ magnétique du bulbe, orienté dans le plan galactique, à forcé le plan de rotation des systèmes stellaires en formation à se retrouver dans le plan orthogonal au plan galactique.

L'alignement des résidus nébuleux de toute beauté que nous obervons aujourd'hui serait donc la signature de ces plans de rotation parallèles, eux-même signant la caractéristique du champ magnétique galactique qui existait il y a plusieurs milliards d'années et qui n'existe plus aujourd'hui.

Référence :
Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
B. Rees and A. A. Zijlstra
à paraître in Mon. Not. R. Astron. Soc. 

Découverte de Dizaines de Milliers d'Amas Globulaires au Coeur de Abell 1689

L'amas de galaxies Abell 1689 était déjà connu pour sa masse très imposante qui produit l'une des plus belles images illustrant le phénomène de lentille gravitationnelle, où des galaxies très éloignées situées en arrière plan apparaissent de part et d'autre de l'amas, leur lumière formant des arcs de cercle, déformée par le puits gravitationnel de Abell 1689.

Cet amas de galaxies vaut vraiment le détour, et c'est une équipe mexicaine menée par l'astrophysicienne Karla Alamo-Martinez qui s'est penchée sur le cœur de l'amas, en utilisant l'un des meilleurs outils à disposition, le télescope spatial Hubble.

Ce qu'ils ont découvert est surprenant : plus de 10000 amas globulaires en lumière visible (Hubble les a traqués jusqu'à la magnitude 29, ce qui équivalent à une luminosité 1 milliard de fois plus faible que la plus faible étoile que vous pouvez voir à l’œil nu par un ciel très noir...

Abell 1689 observé par Hubble. Détail à droite, où les amas globulaires sont visibles (NASA/ESA)

Rappelons-le les amas globulaires sont des rassemblements de plusieurs centaines de milliers d'étoiles, parmi les plus vieilles, la plupart formées dans un Univers vieux de 2 à 3 milliards d'années. Ces rassemblements d'étoiles forment des sortes de grosses boules où les étoiles sont si proches qu'elles subissent le plus souvent des interactions gravitationnelles entre elles.

M22, l'un des plus beaux amas globulaires visibles par les amateurs 

Et à partir de ces 10000 amas globulaires observés dans une petite zone de l'amas Abell 1689, les astrophysiciens mexicains et leurs collègues peuvent extrapoler la quantité de tels amas globulaires qui peuplent Abell 1689 dans sa totalité. Ils arrivent au chiffre de 160000 amas globulaires, dans un diamètre de 2,4 millions d'années-lumières ! 

Pour donner une comparaison, il faut savoir que notre galaxie, notre petite galaxie, abrite environ 150 amas globulaires...

Ceux de l'amas de galaxies Abell 1689, sont situés à 2,25 milliards d'années-lumière de nous, ce sont donc également les amas globulaires les plus lointains que l'on connaisse...

Ce que les astronomes ont également réussi à observer grâce aux instruments de Hubble, c'est que la grande majorité de ces amas globulaires étaient formés au centre de l'amas de galaxie, là où la densité de matière noire est maximale, avec une sorte de corrélation entre le nombre d'amas globulaires et leur distance au centre de l'amas de galaxies, et la densité de matière noire...

Source :

The Rich Globular Cluster System of Abell 1689 and the Radial Dependence of the Globular Cluster Formation Efficiency

Karla. A. Alamo-Martínez et al.

ApJ 775 20 2013, à paraître.

Des Orages Nucléaires

Le saviez-vous, lors des orages, les éclairs et la foudre qui parsèment le ciel sont la source de réactions nucléaires...

Des indices montrant que des neutrons seraient produits durant les orages étaient connus depuis les années 1980, mais cela n'avait encore jamais pu être réellement démontré expérimentalement. Il avait été constaté que lors de gros orages il apparaissait une augmentation significative du "bruit de fond" neutronique, normalement attribué au rayonnement cosmique.

Ce sont des physiciens russes qui ont enfin pu caractériser un peu mieux ces véritables petits canons à neutrons que sont les éclairs et la foudre et qui publient leur résultat cette semaine dans Physical Review Letters.

Pour cela, l'équipe russe a reproduit en laboratoire des grosses décharges électriques dans de l'air "normal", grâce à un vieil accélérateur d'électrons transformé pour l'occasion, pouvant créer un champ électrique de 1 MV/m pour une intensité de 10 kA.

En positionnant judicieusement différents détecteurs de neutrons (des détecteurs à traces et des scintillateurs plastiques) à différentes distances autour de l'éclair de décharge qui forme un canal de plasma, ils sont parvenus à mesurer un flux de l'ordre de 1 million de neutrons par cm² ayant une source spatialement étendue, et avec des neutrons d'énergie pouvant dépasser 10 MeV.

Ils observent également la création de rayons X en coïncidence avec ces neutrons énergétiques. Même si l'origine exacte de ces neutrons reste mal comprise, il est fort probable qu'ils soient dûs à des réactions photonucléaires, ayant justement pour origine les rayons X, qui sont, eux, produits par les électrons énergétiques du courant ionique de l'éclair.

Schéma imagé du processus de Bremsstrahlung

Reprenons. Le fort champ électrique appliqué produit un passage de charges électriques dans l'air qui se trouve ionisé : des électrons de plusieurs MeV d'énergie cinétique se déversent dans le canal qui forme l'éclair. L'ionisation locale associée à la chaleur générée par les interactions des charges produisent une émission de lumière (c'est l'éclair que nous voyons). 

Parallèlement, la forte chaleur très localisée dilate fortement une toute petite zone sur son passage. Il se créé alors une onde de choc acoustique, c'est le claquage caractéristique que l'on peut entendre, ou le tonnerre si vous préférez  Jusque là, rien de bien nouveau. 

Mais voilà que les électrons interagissent également au niveau du champ coulombien des noyaux d'atomes et peuvent être fortement ralentis. Ils émettent dans ce processus appelé Bremsstrahlung, des rayons X, dont l'énergie va se distribuer jusqu'à l'énergie maximale des électrons incidents.

Et c'est là que vont pouvoir apparaître nos neutrons : les photons X, qui sont émis préférentiellement dans la direction des électrons précurseurs, à leur tour, peuvent générer des réactions nucléaires sur les noyaux d'atomes composant l'air atmosphérique où ils se propagent, pour produire ce qu'on appelle des photoneutrons. Ces réactions sont nommées dans le jargon des physiciens nucléaires des réactions (gamma,n).

Il n'y a donc pas que les rayons cosmiques qui finissent par produire des neutrons en interagissant dans l'atmosphère. A bien plus basse altitude, les gros orages et leurs cumulonimbus monstrueux emmagasinent suffisamment d'énergie électrique pour eux aussi jouer avec le feu neutronique...

Les auteurs de cette étude souhaitent poursuivre leurs investigations pour déterminer où exactement sont produits les neutrons dans la décharge électrique. Ils doivent pour cela mesurer le "temps de vol" et la direction des neutrons, ce qui n'est pas si simple quand il s'agit de nanosecondes.

Référence :

Observation of Neutron Bursts Produced by Laboratory High-Voltage Atmospheric Discharge

A. V. Agafonov, et al.

Phys. Rev. Lett. 111, 115003 (2013)  September 12, 2013

Lune, Saturne, et le Temps qui Passe

Ce soir Saturne n'était pas très loin de la Lune, comme Vénus, d'ailleurs. Elles ont en commun leur lumière, qui est la même, celle du Soleil...

Lune et Saturne (canon EOS 1000D 250 mm)

Deux photons ayant quitté la surface du Soleil en même temps viendront mourir dans notre rétine après un passage sur le sol de la Lune pour l'un et dans l'atmosphère saturnienne pour l'autre, mais avec un temps de trajet très différent : 8 minutes et quelques secondes pour l'un, 2h50 pour l'autre... Saturne est ici telle qu'elle était quand il faisait encore jour... Le présent n'existe pas en astronomie.

Canon 1000D sur Barlow x2, Dobson 254 mm

Mais le présent existe-t-il ailleurs, dans ce ballet incessant d'événements futurs qui se jettent dans le passé à corps perdu ?

Canon 1000D sur Barlow x2, Dobson 254 mm

MUSE, un Nouvel Instrument Ultra-Performant pour le VLT

Ce petit film décrit très bien ce qu'est l'astrophysique du point de vue instrumental. A regarder jusqu'au bout ! Tout y est dit dans le détail, je n'ai rien à ajouter...

Les Trous Noirs font le Ménage

Il faut encore que je vous parle des trous noirs. Vous vous en souvenez, on sait qu'il existe un lien étroit entre la masse du trou noir central d'une galaxie et la masse totale de la galaxie. Le rapport est à peu près constant pour la grande majorité des galaxies dans lesquelles on a pu détecter la présence de l'astre sombre : 1 pour 1000. La masse du trou vaut 1 millième de celle de la galaxie entière et ce quelle que soit la galaxie.

C'est étonnant et considérable surtout quand on connaît les dimensions respectives de ces deux éléments et quand on sait que la masse des trous noirs en question peut s'étaler entre le million de masses solaires et la dizaine de milliards. Le fait qu'il semble exister un lien entre la masse d'un trou noir central et sa galaxie hôte laisse supposer une relation privilégiée, une coévolution comme l'appelle les astrophysiciens. Certains modèles de formation des galaxies proposent même que le trou noir central produit un mécanisme qui tend à réguler le grossissement de la galaxie.

Image en radio de la galaxie 4c12.50 située à 1,5 milliards d'A.L (Morganti et al., NRAO/AUI/NSF)

On ne peut que se demander comment un objet aussi petit - l'horizon d'un trou noir supermassif ne dépasse guère la taille du système solaire - peut influer sur l'ensemble aussi vaste qu'est une galaxie (plusieurs dizaines de milliers d'années-lumière de diamètre).

Une équipe de chercheurs vient de trouver un début de piste en étudiant le noyau actif d'une galaxie qui abrite (bien sûr) un géant obscur. Il s'agit de 4C12.50, qui est classé dans les noyaux de galaxie infrarouges ultralumineuses (des ULIRGs selon l'acronyme anglais).

Ce que montrent Rafaella Morganti et ses confrères, de l'Université de Groningen aux Pays-Bas, c'est que les jets radio puissants produits par le trou noir n'interagissent pas seulement avec le gaz chaud peu dense du milieu interstellaire, ce qu'on pensait jusqu'alors, mais aussi avec le gaz d'hydrogène moléculaire, froid, beaucoup plus dense, celui qui est l'origine de la formation des étoiles par concentration gravitationnelle.

Implantation du réseau de radiotélescopes VLBA (NASA)

Ils sont parvenus à mesurer la vitesse de déplacement d'une portion de nuage de gaz froid situé à 350 années-lumière du trou, sur lequel arrivait le jet du trou noir par derrière. Ils trouvent une vitesse de 1000 km/s pour un flux de matière de l'ordre de 20 masses solaires/an.

Ces observations ont été effectuées grâce à des réseaux de radiotélescopes en mode interférométrique à très longue distance (VLBA, VLA, Effelsberg, Westerbork et Onsala), qui permettent de visualiser des détails très fins.

Les trous noirs supermassifs grâce à leurs jets radio expulsent ainsi des quantités de matière non négligeables loin des zones de formation d'étoiles dans la galaxie. En d'autres termes, ils font le ménage autour d'eux en empêchant leur galaxie de continuer de grossir en produisant des étoiles, mais en même temps ils éloignent loin d'eux la matière qui leur aurait permis de grossir eux-mêmes d'avantage...

Référence :

Radio Jets Clearing the Way Through a Galaxy: Watching Feedback in Action

Raffaella Morganti et al.

Science 341, 1082 (6 spetember 2013)

Le Volcan Mexicain et son Observatoire de Rayons Cosmiques

Le 1^er août dernier, l’observatoire gamma High Altitude Water Cherenkov (HAWC) a débuté officiellement ses opérations. Cet observatoire pas comme les autres a pour objectif d’étudier l’origine des rayons cosmiques ultra énergétiques. Cet observatoire – on ne peut pas le désigner par le nom « télescope » - utilise une technique de détection unique. Il s’agit d’une série de grosses cuves remplies d’eau pure. Il est constitué pour ses débuts de 100 cuves de 5 mètres de haut pour un diamètre de 7,3 mètres (soit 180 000 litres), mais devrait en comporter 300 au maximum sous peu.

le site de l'observatoire HAWC (HAWC observatory)

Il est installé au Mexique, sur les pentes d’un volcan, le Sierra Negra, à une altitude de 4100 m, dans l’état du Puebla. Cet observatoire est exploité par des équipes mixtes mexicaines et américaines avec une dominante mexicaine.

Chaque cuve est équipée de quatre photomultiplicateurs qui enregistrent le moindre photon de lumière apparaissant dans le volume d’eau maintenu dans le plus grande obscurité. Cette lumière dite lumière Cherenkov, trahit l’interaction de particules chargées très rapides (plus rapides que ne l’est la lumière dans l’eau, soit 40% de moins que dans le vide).

Les rayons cosmiques très énergétiques, en frappant la haute atmosphère, produisent des particules secondaires elles aussi très énergétiques et donc très rapides. HAWC les attrape au niveau du sol, qui est déjà situé à plus de 4000 m altitude, pour en perdre le moins possible lors de leur descente dans les profondeurs de l’atmosphère.

Gerbe de particules produite par un rayon cosmique énergétique

HAWC peut ainsi être sensible à des particules dont l’énergie se situe entre 100 GeV et 100 TeV. En 2009, HAWC a été identifié comme le projet scientifique mexicain ayant le plus fort impact dans le domaine de l’astrophysique des hautes énergies. Dès 2012, les 30 premières cuves furent installées et permirent de calibrer le système en observant l’ombre de la Lune (qui bloque naturellement les rayons cosmiques qui viennent d’au-delà).

Simulation d'un muon produisant de la lumière Cherenkov 

Les rayons cosmiques et gamma de très haute énergie que HAWC va traquer, grâce à son champ de vision énorme de 15° qui lui permet de voir la moitié du ciel boréal en 24 heures , viennent principalement des phénomènes les plus violents de l’Univers : collisions d’étoiles à neutrons, explosions de supernovae, trous noirs supermassifs, …

Grâce à la combinaison subtile des signaux Cherenkov des différents sous-éléments de l’ensemble, les astroparticulistes parviennent à déterminer à la fois le temps d’arrivée, l’énergie incidente et la direction d’origine du rayon gamma ou du rayon cosmique initial ayant produit la gerbe de particules secondaires.

Jusqu’à présent, les systèmes détectant les gerbes par la lumière Cherenkov étaient constitués de grands miroirs regardant la lumière Cherenkov produite directement dans l’air, comme par exemple le télescope HESS installé en Namibie dont nous avons déjà parlé.

Le gros avantage d’utiliser de l’eau en altitude est de pouvoir obtenir une bien meilleure précision sur la direction d’origine du rayon cosmique, ce qui se révèle fondamental pour tenter de comprendre ce qu’on détecte…

source : 

http://www.hawc-observatory.org