Une étoile à frôlé le système solaire il y a 70000 ans

Une équipe internationale d’astronomes vient de découvrir qu’une petite étoile binaire était passée très près de notre système solaire il y a 70 000 ans seulement. Elle est passée si près qu’elle a traversé le nuage d’Oort, ce grand réservoir de comètes situé aux confins du système solaire.

Illustration de l'étoile binaire de Scholtz (Rochester University)

Bien que globalement les étoiles de notre Galaxie possède un mouvement de rotation autour du centre galactique, les vitesses et les directions d’étoiles voisines peuvent être assez différentes, pour des raisons propres à leur histoire respective. Il peut ainsi arriver qu’une étoile se rapproche d’une autre assez vite puis s’en éloigne aussi vite. C’est ce qui s’est passé avec cette étoile nommée WISE J072003.20-084651.2, mais surnommée (on comprend pourquoi) WJ0720 ou encore l’ « étoile de Scholtz », du nom de l’astronome allemand Ralf-Dieter Scholtz qui l’a découverte à la fin 2013 grâce à la mission WISE de la NASA (Wide-field Infrared Survey Explorer) qui a cartographié le ciel en infra-rouge.

L’étoile de Scholtz est composée de deux composantes, toutes les deux très petites, l’une est une étoile naine rouge dont la masse fait seulement 8% de celle du soleil et sa compagne est une naine brune (étoile non allumée) de seulement 6% de la masse du soleil. Elle a une faible luminosité malgré sa distance assez faible (elles sont à environ 20 années-lumière de nous aujourd’hui).

C’est en analysant la vitesse et la trajectoire de l’étoile de Scholtz que Eric Mamajek de l’université de Rochester aux Etats-Unis et ses collègues sont parvenus à retracer son parcours passé et montrent que cette étoile s’est approché du Soleil à une distance la plus courte connue à ce jour pour une étoile voisine, à seulement 0,8 années-lumière, 5 fois plus près que notre voisine la plus proche actuelle, Proxima Centauri. Cette distance est égale à 52000 unités astronomiques (une U.A est la distance séparant le Soleil et la Terre).

Dans leur article paru la semaine dernière dans The Astrophysical Journal Letters, les astronomes indiquent qu’ils sont sûrs à 98% que WJ0720 a traversé ce qu’on appelle le nuage d’Oort externe. Le nuage d’Oort est une sorte de coquille entourant le soleil à très longue distance s’étalant entre 0,5 et 1 année-lumière et peuplée de milliards de petits cailloux, qui sont autant de comètes potentielles lorsqu’une perturbation gravitationnelle vient modifier leur orbite. Et le nuage d’Oort est relativement épais, il peut être décomposé en ce qu’on appelle le nuage d’Oort interne, et le nuage externe.

Ce qui a intrigué Eric Mamajek et l’a poussé à regarder de plus près la trajectoire de l’étoile de Scholtz, c’est qu’elle avait une vitesse tangentielle très faible (sa vitesse apparente sur la voûte céleste) malgré sa distance faible. Normalement, les étoiles aussi proches ont une vitesse tangentielle assez grande. Il n’y avait que deux possibilités : soit l’étoile fonçait vers nous, ou soit elle s’éloignait de nous. Mais d’autres mesures, de sa vitesse radiale cette fois, ont été effectuées à l’ESO par Ivanov, coauteur de l’étude, et ses collègues, par des mesures du décalage Doppler, et ont montré que l’étoile de Scholtz s’éloignait directement de nous à très grande vitesse, environ 20 U.A/an, ce qui fait en unités « humaines » près de 340 000 km/h... ou environ 100 km/s si vous préférez.  Les chercheurs ont pour cela exploité deux grands télescopes, le Southern African Large Telescope (SALT) situé en Afrique du Sud et le Magellan Telescope de l’observatoire Las Campanas au Chili.

Structure du nuage d'Oort (The Electronic Universe Project)

En reliant sa vitesse radiale mesurée et la direction de son mouvement (obtenu par la combinaison des deux vitesses, radiale et tangentielle), les astronomes se sont rendus compte que l’étoile de Scholtz était passée très près du Soleil il y a très peu de temps à l’échelle cosmologique, à peine 70 000 ans.

Avant cette découverte, le passage d’étoile le plus proche était estimé être celui de l’étoile HIP 85605, qui est passée près du soleil il y a 240000 à 470000 ans, mais seulement à une distance (réestimée par Mamajek et al.) de 200 années-lumière, soit très très loin du nuage d’Oort du système solaire.

Mamajek et son équipe ont modélisé plus de 10000 trajectoires possibles pour WJ0720 à partir des données cinématiques, en prenant en compte un grand nombre de paramètres. 98% de ces trajectoires montrent que l’étoile est passée dans le nuage d’Oort externe. En revanche seulement 1 trajectoire sur 10000 arrive dans le nuage d’Oort interne. Ce résultat est important car ce sont des perturbations de cette zone interne du nuage d’Oort qui peuvent produire des pluies intenses de comètes, potentiellement dangereuses pour les planètes telluriques que sont Mars, Vénus ou la Terre. Le passage de l’étoile de Scholtz n’aurait donc eu qu’un impact négligeable sur notre système solaire et on peut s’en réjouir. Mais comme le fait remarquer Eric Mamajek, d’autres perturbateurs importants du nuage d’Oort peuvent se cacher dans des étoiles proches.

Même si la luminosité intrinsèque de ce type de naine rouge est très faible, elles peuvent être sujettes à des éruptions multipliant par mille leur éclat. Il est donc possible que l’étoile de Scholtz lors de son passage proche ait été visible à l’œil nu de quelques hommes de Neandertal admirant le ciel.

Le télescope Gaia lancé récemment par l’Agence spatiale européenne a pour mission de cartographier des milliards d’étoiles de la Galaxie en mesurant leurs vitesses et positions. Grâce à ces données, les astronomes pourront enfin déterminer avec précision quelles sont les étoiles proches qui se sont ainsi rapprochées de près du Soleil dans le passé ou qui vont le faire à coup sûr dans le futur.

Sources :

The closest known flyby of a star to the solar system

Eric E. Mamajek et al.

The Astrophysical Journal Letters, 800:L17, 2015 February 10

Neighbours hiding in the Galactic plane, a new M/L dwarf candidate for the 8 pc sample

R.-D. Scholz

Astronomy & Astrophysics 561, A113 (2014)

L'Univers est-il accessible à nos sens ? Dialogue entre Jean-Pierre Luminet et Carlo Rovelli

Quand deux chercheurs que l'on aime bien ici, Jean-Pierre Luminet et Carlo Rovelli, discutent entre eux sur l'accessibilité de l'Univers à nos sens, tous nos sens sont en éveil... La vidéo dure 30 minutes, et c'est bien évidemment trop court.

5000ème lecteur pour Soixante Nanosecondes

Un an et deux mois après la mise en ligne de mon roman Soixante Nanosecondes, le 5000ème lecteur de la page dédiée vient d'être atteint, ce qui en fait également la page la plus vue de Ça Se Passe Là-Haut depuis sa création...

Le jour où j'ai mis en ligne gratuitement mon livre, je n'imaginais pas une seule nanoseconde pouvoir atteindre autant de lecteurs avec ce roman, le roman des neutrinos supraluminiques.  Je tiens à vous remercier chaleureusement, chers lectrices et lecteurs, en espérant qu'il vous aura donné l'envie d'en savoir encore plus sur Ettore Majorana ou les neutrinos.

A cette occasion, vous pouvez en connaître davantage sur les coulisses de l'écriture de Soixante Nanosecondes, en écoutant une interview que j'ai donnée la semaine dernière à l'excellent blog Lisez La Science, consacré aux livres de sciences.

Interview A écouter par là...

Le Soleil fait son show grâce à SDO

SDO (Solar Dynamics Observatory) est un satellite de la NASA qui vient de fêter ses 5 ans en orbite autour du Soleil, et pour fêter cet anniversaire, le Goddard Space Flight Center de la NASA a concocté une petite vidéo retraçant les superbes images (ou films) prises par SDO depuis 5 ans. C'est tout simplement superbe, et presque émouvant de voir vivre notre étoile, montrant des tempêtes magnétiques et autres éruptions parfois gigantesques. Vous reconnaîtrez également le transit de Vénus devant le Soleil le 6 juin 2012, que SDO ne pouvait pas manquer. Laissez vous emporter par votre étoile ! (plein écran conseillé!...)

Preuve de la présence de matière sombre à l'intérieur de la Voie Lactée

Les études s'intéressant à la matière noire de notre galaxie, plus précisément à l'évaluation de sa densité, sont de deux sortes : soit elles sont fondées sur des modélisations de la distribution de masse, ou soit elle tentent d'effectuer des mesures locales dans l'environnement du Soleil via une estimation du potentiel gravitationnel local grâce à des mesures de la cinématique des étoiles et de gaz dans le voisinage du Soleil. 

Une étude qui vient de paraître en ligne dans Nature Physics montre sans ambiguïté pour la première fois grâce à de telles mesures de vitesses d'étoiles que de la masse non visible est présente en grande quantité dans la partie la plus interne de notre galaxie, à proximité du Soleil et entre le Soleil et le centre galactique.

Image de la Voie Lactée avec en surimpression les traceurs de vitesse utilisés par les auteurs. Les traceurs ont un code-couleur en fonction de leur vitesse par rapport au Soleil (éloignement ou rapprochement). Le halo sphérique bleu représente la distribution spatiale de la matière sombre. (Image de la Voie Lactée : Serge Brunier)

La présence de matière sombre dans les parties externes de notre Galaxie avaient déjà été mise en évidence depuis de nombreuses années, mais elle a toujours été compliquée à mettre en évidence dans notre voisinage proche, au cœur de la Voie Lactée, à cause de la difficulté inhérente à obtenir des mesures de vitesse de rotation avec la précision requise pour ce type d'évaluation.

Et c'est pourtant aujourd'hui ce que sont parvenus à faire les astrophysiciens Miguel Pato de l'Université de Stockholm et ses collègues Fabio Iocco et Gianfranco Bertone. Ils ont pour cela confectionné la plus grande compilation de mesures de vitesses de gaz et d'étoiles de notre Galaxie publiées depuis des dizaines d'années. Ils ont ensuite comparé toutes ces vitesses de rotation de gaz et d'étoiles avec ce qui serait attendu dans l'hypothèse où il n'existerait que de la matière lumineuse dans la Galaxie (c'est à dire que toute le masse serait ce qu'on peut voir).

Ils démontrent que la rotation observée à l'intérieur de la Voie Lactée ne peut pas être expliquée sans considérer la présence de grandes quantités de matière noire autour de nous.

Il faut dire que nos trois astrophysiciens ont utilisé vraiment un échantillon impressionnant : 2780 mesures de vitesses, en grande majorité des cinématiques de gaz et plus minoritairement des mouvements d'étoiles (un peu plus de 500 tout de même).

Miguel Pato insiste : "Notre méthode permettra pour les prochaines observations astronomiques , de mesurer la distribution de matière sombre dans notre Galaxie avec une précision inégalée. Cela permettra de raffiner notre compréhension de la structure et de l'évolution de notre Galaxie, et cela permettra des prédictions plus robustes pour les nombreuses expériences de recherche de particules formant la matière noire. Cette étude constitue ainsi un pas très important dans la quête de la nature de la matière noire...".

Une preuve observationnelle est d'autant plus importante que les méthodes fondées sur des modélisations de distribution de masse sont sources de grandes incertitudes. Dans ces modélisations, la distribution de matière noire est considérée suivre un profil de densité inspiré par des simulations numériques, comme par exemple un ajustement analytique de type profil NFW (Navarro-Frenk-White) ou profil de Einasto, qui comportent au moins deux paramètres libres, dont les meilleures valeurs sont déterminées par des contraintes dynamiques.  Or ces classes de profils de densité sont inspirées par des simulations sans baryons (la matière ordinaire), mais ces derniers jouent un rôle non négligeable dans la région interne de la Voie Lactée.

La conclusion que donnent Miguel Pato et ses coauteurs est qu'une évidence d'une composante sombre diffuse apparaît avec un niveau de confiance à 5σ lorsque l'on compare la courbe de rotation de la Voie Lactée et les prédictions de nombreux modèles baryoniques (la matière visible). Cette composante sombre diffuse contribue au potentiel gravitationnel de la Voie Lactée.

La robustesse statistique des mesures a été testée vis à vis de la variation de nombreux paramètres comme le rayon galactocentrique, la vitesse mesurée, le mouvement du Soleil et la sélection des données, ainsi que d'effets systématiques dus aux bras spiraux, ce qui rend ce résultat très fort pour les faibles rayons galactocentriques (la zone très interne de la Galaxie).

Sans aucune hypothèse sur la nature de cette masse sombre, ces résultats ouvrent une nouvelle voie pour la détermination de sa distribution à l'intérieur de la Galaxie.

Source : 

Evidence for dark matter in the inner Milky Way

Fabio Iocco, Miguel Pato & Gianfranco Bertone

Nature Physics, Published online 09 February 2015

Le Smiley Galactique

Ce que vous voyez là est une image réelle, il s'agit de galaxies. Ce qui paraît être un visage souriant est formé de galaxies dont l'image est très déformée par un effet de lentille gravitationnelle produit par la distorsion de l'espace-temps provoquée par un amas de galaxies massif situé au centre, nommé SDSS J1038+4849.

La distorsion est si forte que les galaxies d'arrière plan sont vues comme des arcs, presque un anneau, qu'on appelle anneau d'Einstein.

Les deux "yeux" de ce sympathique smiley cosmique observé par Judy Schmidt avec le télescope spatial Hubble sont deux grosses galaxies brillantes situées en avant plan.

Le smiley galactique, produit par SDSS J1038+4849 vu par Hubble  (ESA/NASA/Judy Schmidt)

Notre tendance à trouver si facilement des visages dans des objets inanimés est due à un phénomène neurologique appelé pareidolie. Les humains sont adaptés à reconnaître très facilement des visages, et il semble que notre cerveau parvienne à nous jouer des tours en trouvant des visages un peu partout...

L'effet de lentille gravitationnelle est fort utile pour les astrophysiciens, car il leur permet d'observer des objets bien plus lointains que ce qu'ils pourraient voir sans ce phénomène (en plus de déformer l'"image", la distorsion spatio-temporelle produit également une amplification du flux de lumière. L'effet de lentille gravitationnelle permet aussi de déterminer la masse de l'amas de galaxie qui en est responsable, et d'observer la présence de masse non visible...

Hyper-K, le futur détecteur de neutrinos gigantesque

Les physiciens japonais ont pour projet de construire un détecteur de neutrinos gigantesque, de plus d’un million de tonnes… Ce futur détecteur s’appelle HyperKamiokande, et prendrait la suite de l’actuel SuperKamiokande.

Illustration d'une vue d'ensemble du
détecteur Hyper Kamiokande
(Hyper-K collaboration)

HyperKamiokande, qu’on appelle déjà Hyper-K, permettrait de détecter 20 fois plus de neutrinos que SuperKamiokande dans la même durée, ou le même nombre, mais 20 fois plus vite, si vous préférez ; faire en 5 ans ce que Super-K aurait pu faire en un siècle.

Hyper-K serait constitué de deux énormes réservoirs d’eau ultra-pure, de 250 m de long. Il permettrait non seulement de détecter les neutrinos en provenance du ciel (neutrinos solaires ou neutrinos astrophysiques des supernovas ou d’ailleurs, ainsi que des neutrinos atmosphériques produits dans la haute atmosphère), mais aussi des neutrinos produits par l’Homme envoyés dans ce méga détecteur par un faisceau d’un accélérateur de particules. L’un des challenges à accomplir pour disposer d’un tel instrument unique en son genre sera de réunir la bagatelle de 800 millions de dollars. C’est notamment dans cet objectif que des physiciens de 13 pays se sont réunis le weekend dernier pour lancer ce qui ressemble à une protocollaboration, à même de s’adresser d’un seul nom aux diverses agences de financement de la recherche.  L’affaire est loin d’être gagnée car il y aura de la concurrence, d’un côté certains physiciens japonais souhaite installer au Japon le plus grand collisionneur de particules (électrons-positrons), l'International Linear Collider, et de l’autre, les américains ont un autre projet de détecteur géant de neutrinos.

L’aventure japonaise des neutrinos a commencé il y a 30 ans avec l’expérience Kamiokande (Kamioka Nucleon Decay Experiment), qui démontra qu’il était possible de déterminer l’énergie et la direction de trois types de neutrinos différents : les neutrinos du soleil, ceux provenant d’une supernova et ceux produits dans l’atmosphère par interaction de rayons cosmiques. Ces recherches valurent d’ailleurs à son responsable scientifique Masatoshi Koshiba le prix Nobel de Physique en 2002. On se souvient notamment de la détection le 23 février 1987 par Kamiokande d’une poignée de neutrinos provenant de la fameuse supernova du grand nuage de Magellan SN1987A.

Vue de l'intérieur du détecteur
SuperKamiokande (Kamioka observatory)

Puis dans les années 1990, Kamiokande et devenu SuperKamiokande (Super-K), et a permit de démontrer que les neutrinos avaient bien une masse… L’objectif de l’évolution de Super-K en Hyper-K serait d’aller explorer encore davantage les propriétés des neutrinos. Le procédé physique utilisé resterait le même : les neutrinos interagissent dans l’eau en créant indirectement de la lumière par effet Cerenkov. L’analyse de cette lumière permet ensuite de déterminer de nombreux paramètres, comme le type de neutrino parmi les trois familles connues, l’énergie, et leur direction d’incidence. Ces énormes réservoirs instrumentés de milliers de photomultiplicateurs sont enfouis par 1000 m de profondeur dans une ancienne mine, de manière à réduire les bruits de fond parasites.

Kamiokande contenait 3000 tonnes d’eau et 1000 capteurs de lumière, puis Super-K à partir de 1996 monta à 50000 tonnes d’eau et 13000 capteurs, et Hyper-K est prévu pour être formé de deux réservoirs contenant chacun 1 million de tonnes d’eau et 100 000 capteurs…

Le nombre de personnels impliqués dans les projets grossit quasi proportionnellement; alors qu’ils étaient une vingtaine, tous japonais, sur Kamiokande, Super-K est composé de 120 scientifiques pour moitié non-japonais, et Hyper-K implique déjà près de 250 chercheurs et ingénieurs de plus de 60 laboratoires répartis dans le monde, alors qu'on est qu’au stade du papier.

L’une des particularités de Super-K est qu’il permet d’étudier des neutrinos produits par un accélérateur de proton, le J-PARC (Japan Proton Accelerator Research Complex), qui est situé à Tokai, à 295 km de là et qui tire des neutrinos en direction de Super-K. Ce type de mesure permet d’étudier comment les neutrinos oscillent d’une saveur à une autre (un neutrino électronique se transforme en neutrino muonique ou tauique, et/ou vice-versa). Hyper-K fera bien sûr le même type de mesures, mais les physiciens de J-PARC proposent en plus de multiplier par trois l’intensité du faisceau de neutrinos à cette occasion.

Mais c’est peut-être l’observation des neutrinos astrophysiques qui est la plus exaltante : les chercheurs ont estimé que si une supernova explosait (enfin !, on l’attend depuis 400 ans) dans notre galaxie, Hyper-K pourrait détecter 250000 neutrinos en l’espace de 10 secondes, permettant des données fabuleuses pour comprendre ces explosions d’étoile.

Il existe une dernière cerise sur le gâteau : Hyper-K est tellement massif avec ces millions de tonnes d’eau et possède tellement de photodétecteurs, qu’il pourrait être sensible pour détecter la désintégration d’un seul proton. La désintégration du proton a été postulée mais n’a encore jamais été observée. Si elle l’était, notre vision de l’Univers (futur) en serait bouleversée…

En attendant, la proto-collaboration devrait rendre ses études de design à la fin de l’année, avec l’espoir de débuter une construction en 2018, pour une mise en service dès 2025. C’est demain.

Source :

Japanese neutrino physicists think really big

Dennis Normile

Science Vol. 347 no. 6222 p. 598 (6 February 2015)

Tout savoir sur le satellite Planck

Vous reprendrez bien un peu de Planck ? A l'occasion de la publication par la collaboration exploitant le satellite Planck  de sa toute dernière carte du fond diffus cosmologique, elle de la polarisation du rayonnement,  le CNRS a produit cette vidéo qui explique à peu près tout sur ce qu'à mesuré le Planck, et comment. A regarder sans en perdre une miette...

Planck : la première lumière de l'Univers par CNRS

Simuler l'évolution de l'Univers avec des supercalculateurs français

Saviez-vous que quelque uns des plus puissants calculateurs se trouvaient en France ? Ils sont par exemple utilisés pour produire des simulations des plus précises sur les structures de l'Univers. Voyez plutôt cette petite présentation du CEA (service d'Astrophysique, situé à Saclay) qui vous explique tout ça : 

Galaxies : Un lien entre trou noir supermassif et halo de matière noire ?

Existe-t-il un lien entre les trous noirs supermassifs des galaxies et le halo de matière noire supposé baigner ces mêmes galaxies ? Une petite équipe d'astrophysiciens libanais tente d'apporter une réponse à cette question très intéressante...

Vue d'artiste du halo sphérique de matière noire
devant entourer les galaxies (ESO)

Pour établir une éventuelle connexion entre la masse du trou noir supermassif situé au cœur d'une galaxie, et la masse du halo de matière noire, il faut trouver un point d'entrée observationnel. La propriété galactique qu'ont sélectionnée Bassem Sabra et ses collègues dans cet objectif est la vitesse circulaire maximale de la galaxie. Plus précisément, ils ont étudié la relation qui peut exister entre la valeur de la masse du trou noir supermassif et la valeur de la vitesse circulaire maximale. L'astuce réside dans le fait que cette valeur de vitesse de rotation doit dépendre de la masse de matière noire présente dans le halo galactique, c'est la seule hypothèse que considèrent les astrophysiciens libanais. Donc, si une corrélation existe entre la masse du trou noir et cette vitesse de rotation, cela implique également l'existence d'une corrélation entre la masse du trou noir supermassif et la masse de matière noire...

Dans leur étude à paraître dans the Astrophysical Journal, les chercheurs se sont intéressés à de nombreuses  galaxies de tous types, la seule nécessité était qu'elles devaient avoir une mesure directe de la masse de leur trou noir supermassif, ainsi qu'une mesure directe de la vitesse circulaire et de la vitesse de dispersion des étoiles. D'autres analyses de ce types ont été effectuées dans le passé, mais en utilisant une méthode plus indirecte, en étudiant la corrélation existante entre vitesse circulaire et vitesse de dispersion dans le bulbe galactique, avec une hypothèse sur la relation entre vitesse de dispersion dans le bulbe et masse du trou noir supermassif. 

Les astrophysiciens libanais estiment qu'une mesure directe de la masse du trou noir supermassif est bien plus préférable pour déterminer une corrélation, car plus directe, sans hypothèse intermédiaire.

L'échantillon de galaxies initial exploité, offrant les mesures nécessaires à l'analyse (masse du trou noir déterminée par des mesures dynamiques et vitesse circulaire ou vitesse de dispersion) se composait de 376 galaxies. Après une sélection drastique des meilleures candidates permettant les incertitudes les moins fortes, il n'en restait plus 89.

Les masses des trous noirs utilisés dans l'échantillon s'étalent entre 1,1 million de masses solaires (dans une galaxie nommée Cirinus), pour le plus maigre, jusqu'à 17 milliards de masses solaire (dans NGC 1277) pour le plus lourd... C'est dire si cet échantillon couvre toute la famille des trous noirs supermassifs.

Vue d'artiste d'un trou noir supermassif (NASA)

Vous vous demandez ce que ces chercheurs trouvent ? Je vais vous le dire : ils trouvent qu'il n'existe pas de corrélation (ou bien elle est très très faible) entre la masse du trou noir supermassif central d'une galaxie et la masse de son halo de matière noire. Il faut préciser que cette étude porte uniquement sur des galaxies relativement proches de nous, c'est à dire situées dans l'univers actuel.  Cette précaution sur l'aspect temporel est importante car des études effectuées en 2011 ont montré que dans l'Univers jeune (lointain), une telle corrélation devait être importante.

Il reste néanmoins une population de galaxies qui défie cette analyse, c'est celle des galaxies spirales sans bulbe possédant un trou noir supermassif, pour lesquelles on ne peut pas étudier une éventuelle corrélation par cette méthode de la vitesse circulaire ou de la vitesse de dispersion stellaire...

Les auteurs concluent leur article en évoquant ce à quoi on semble avoir échapper : le fait que si une telle corrélation entre masse de trou noir supermassif et masse de halo de matière noire devait persister dans l'Univers actuel, cela impliquerait l'existence de trous noirs hypermassifs au cœur des halos de matière noire des amas de galaxies. Ces monstres s'éloignent donc un peu de notre perspective.

Source : 

The Blackhole-Dark Matter Halo Connection

B. Sabra et al.

à paraître dans the Astrophysical Journal

La rotation asynchrone des exoplanètes telluriques et leur zone habitable

Les planètes situées dans la zone habitable d'une étoile de faible masse sont souvent considérées être en rotation synchrone autour de leur étoile, dû à un effet de marée important, car à relativement faible distance de leur étoile. Une rotation synchrone est la situation dans laquelle la rotation d'une planète sur elle-même est synchronisée sur sa rotation orbitale : elle fait un tour sur elle-même dans la même durée qu'elle fait une orbite autour de son étoile.

Atmosphère de Vénus, imagée en UV par
la sonde Pionner Venus Orbiter en 1979 (NASA)

Une rotation synchrone pour une planète pourrait affecter considérablement son habitabilité potentielle. Mais une nouvelle étude qui vient de paraître dans la revue américaine Science montre que la synchronisation n'est peut-être pas si fréquente, grâce aux effets atmosphériques des planètes.

On sait par exemple que Vénus possède une rotation rétrograde qui est provoquée par son atmosphère très dense, plus exactement par un effet de marée thermique. L'effet de marée thermique est un effet d'entrainement de la croûte planétaire par son atmosphère, qui est, elle, mise en mouvement par les variations de température produites par l'alternance jour/nuit.  De grandes masses atmosphériques ont un mouvement d'oscillation qui suit le cycle diurne, et ont un effet direct sur la rotation de la croûte par friction.

Mais, alors que les effets de marée classiques, qui ont également lieu à l'intérieur de la croûte de la planète, ont tendance à synchroniser la rotation de la planète sur elle-même avec sa rotation orbitale (comme ce que l'on voit tous les jours à une autre échelle entre la Lune et la Terre), l'effet de marée thermique, lui, produit une désynchronisation, car les mouvements atmosphériques sont légèrement décalés par rapport au passage jour/nuit du simple fait de l'inertie thermique qui existe dans l'atmosphère.

L'équipe menée par Jérémy Leconte au Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, de l'Université de Toronto, montre, en utilisant un modèle climatique global, que même une atmosphère relativement mince peut éloigner la rotation d'une planète tellurique d'une rotation synchrone.

Grâce à leur modèle, les planétologues peuvent en déduire un modèle de marée beaucoup plus réaliste, qui prédit l'existence de quatre états d'équilibre rotationnel asynchrones, dont deux sont stables. Ces deux  états d'équilibre stables sont atteints quand l'amplitude des marées thermiques dépasse un certain seuil, qui est rencontré pour les planètes telluriques habitables possédant une pression atmosphérique de 1 bar et tournent autour d'une étoile plus massive que 0,7 masse solaire. 

Cette limite baisse même jusqu'à 0,3 masse solaire si la pression atmosphérique vaut 10 bar.

Ainsi, de nombreuses planètes semblables à la Terre récemment découvertes, peuvent avoir une rotation asynchrone sur leur orbite, même si elles ne possèdent qu'une très mince atmosphère. C'est particulièrement le cas à la frontière externe des zones habitables où les planètes sont le plus souvent pourvues d'atmosphères de CO2 de plusieurs bar de pression atmosphérique. Les conséquences de cette trouvaille sont multiples. Une rotation synchrone signifie qu'un hémisphère reste constamment dans la nuit, au froid. Mais si la plupart des planètes sont finalement asynchrones, cela implique qu'elles seraient plus habitables que ce que l'on pouvait penser, toute la surface pouvant être éclairée dans un cycle diurne/nocturne.

D'un autre côté, les planétologues pensaient que la zone habitable pouvait s'étendre assez près d'une étoile si la planète était synchrone, gardant alors un hémisphère pas trop chaud même à proximité de l'étoile (celui qui reste à l'ombre). Mais s'il s'avère qu'elles sont plutôt asynchrones, donc ayant une alternance jour/nuit sur toute leur surface, elles en deviennent alors moins habitables, puisque les deux hémisphères subissent alors de très fortes températures périodiquement. L'effet de marée thermique qui empêche les planètes ayant une atmosphère de devenir synchrones dans leur révolution orbitale a donc pour conséquence de modifier l'étendue de la zone habitable, celle-ci s'éloignant de l'étoile.

Jérémy Leconte et ses collègues concluent leur article en proposant d'inverser le phénomène étudié et d'utiliser l'observation de la rotation des exoplanètes pour en déduire la présence et les caractéristiques d'une éventuelle atmosphère... Un bel exemple de résultat de modélisation mis au service de futures méthodes d'observation avancées.

Source : 

Asynchronous rotation of Earth-mass planets in the habitable zone of lower mass stars

J. Leconte et al.

Science Express (15 january 2015)

Il n'y avait pas d'Ondes Gravitationnelles Primordiales dans les données de BICEP2

C'est officiel! Il n'y avait pas de traces d'ondes gravitationnelles primordiales dans les données de BICEP2 dont l'annonce avait fait énormément de bruit en mars 2014, notamment ici... 

Comme on le sait, les collaborations Planck et BICEP2 étaient un peu en froid puis se sont rapprochées pour produire une analyse conjointe de la zone du ciel étudiée par BICEP2 et qui avait mené l'équipe américaine à clamer la découverte de traces d'ondes gravitationnelles primordiales dans le fond diffus cosmologique. Quelques mois après, de sérieux doutes avaient été émis par différents chercheurs, pointant le fait que la poussière galactique pouvait avoir été mal prise en compte par BICEP2, cette poussière qui produit le même type de signal que les hypothétiques ondes gravitationnlles primordiales, une polarisation de modes B de la lumière du fond diffus cosmologique.

Le champ de vue de BICEP2 vu par Planck (contour)
(ESA/Planck Collab. M.-A. Miville-Deschênes, CNRS – IAS

Une fois rapprochés, un peu contraints et forcés par la pression médiatique, les deux équipes ont mis leurs données en commun et ont analysé ensemble la polarisation du fond diffus dans cette petite zone du ciel, avec toutes les données de Planck cette fois. Le résultat est net et sans bavure, en plus d'être officiellement rendu public : toute la polarisation de modes B observée par BICEP2 est produite par la poussière galactique qui se trouve dans le champ de vue, de la poussière de notre galaxie, et rien d'autre! Il n'y a donc toujours pas d'ondes gravitationnelles détectées, et par ricochet, toujours pas de preuve observationnelle de l'existence de l'inflation cosmique, qui était une des conséquences de l'observation putative de ce type d'ondes gravitationnelles...

L'agence spatiale européenne vient de rendre public cette information un peu dans l'urgence le 30 janvier, au lendemain d'une fuite due à un chercheur français, et qui commençait à se répandre comme une traînée de poudre (de poussière ?). 

Dans cette analyse conjointe, les chercheurs ont comparé les données enregistrées par le télescope BICEP2 à la fréquence de 150 GHZ avec celles enregistrées par Planck au même endroit du ciel à la fréquence de 353 GHz, fréquence à laquelle toute polarisation de la lumière ne peut venir que de la poussière. Là où BICEP2 trouvait son plus fort signal de polarisation (attribué aux ondes gravitationnelles) est exactement là où Planck trouve son plus fort signal de polarisation, venant de la poussière, démontrant sans conteste l'erreur d'interprétation initiale de BICEP2.

Le cosmologiste américain Raphael Flauger, qui fut l'un des premiers à émettre de sérieux doutes sur les résultats annoncés de BICEP2 se réjouit de constater que les niveaux de signal dus aux poussières ont été très sous-estimés par BICEP2, exactement comme ce qu'il avait pressenti dans un article publié à la fin du printemps dernier.

John Kovac, le responsable scientifique de l'expérience BICEP2 se défend en disant :"Quand nous avons détecté ce signal pour la première fois dans nos données, nous avons exploité les modèles de poussière galactique disponibles à ce moment là. Ils semblaient indiquer que la zone du ciel que nous avions choisie d'étudier avait une polarisation due à la poussière beaucoup plus faible que le signal détecté."

Heureusement, ces résultats ne disent pas qu'il est impossible de trouver un jour des traces d'ondes gravitationnelles primordiales via la polarisation de modes B du fond diffus cosmologique, juste que BICEP2 ne pouvait pas conclure positivement à cause de bruit galactique d'avant-plan.

Le moyen d'arriver à cette mise en évidence est d'explorer le fond diffus à de multiples longueurs d'ondes, ce qui permet de séparer les composantes du signal précisément. 

Les chercheurs restent donc optimistes, comme toujours...

Source : 
Gravitational waves discovery now officially dead
Ron Cowen
30 January 2015

Détection de trois sources gamma en dehors de notre galaxie

C'est donc officiel, il existe désormais un nouveau laboratoire pour étudier les rayons cosmiques : notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. Les astrophysiciens parviennent en effet à étudier directement les rayons gamma qui y sont produits quand des rayons cosmiques interagissent avec du gaz ou des photons de faible énergie, et ce pour différents types de sources. 

Image des sources gamma détectées par H.E.S.S (LAPP/IN2P3)

C'est la collaboration H.E.S.S (High Energy Stereoscopic System) qui vient de publier la semaine dernière des très beaux résultats dans la revue américaine Science. Les astrophysiciens exposent l'observation de trois sources de rayons gamma d'origine différente, ainsi que l'absence d'observation d'une source qui aurait dû être visible... Les trois sources observées sont dans l'ordre une nébuleuse à vent de pulsar nommée N157B, un résidu de supernova (N132D), et ce qu'on appelle une "superbulle", 30 Dor C. L'objet duquel on pouvait s'attendre à observer un signal gamma, mais qui n'est pas vu,  n'est autre que le résidu de la très fameuse supernova SN 1987A, le supernova la plus proche qui a pu être observée à l'époque "moderne". C'est la première fois que l'on parvient à détecter des sources gamma en dehors de notre propre galaxie.

La recherche sur les rayons cosmiques, notamment ceux qui ont une très haute ou une ultra-haute énergie a beaucoup progressé depuis une vingtaine d'années grâce à la mise en place de télescopes dédiés exclusivement à ces rayons gamma. Ces photons gamma qui peuvent avoir une énergie colossale dépassant 10^14 eV sont produits lors de collisions de noyaux d'atomes sur des nuages de gaz (rayons cosmiques hadroniques), ou bien par diffusion Compton inverse d'électrons ou de positrons ultra-relativistes sur des photons à plus basse énergie (rayons cosmiques leptoniques). 

Des études antérieures effectuées avec H.E.S.S pointées vers l'intérieur de notre galaxie avaient pu mettre en évidence de nombreux résidus de supernovas et autres nébuleuses à vent de pulsars émettant des photons gamma de plus de 100 GeV. Cette fois-ci, c'est à l'extérieur de notre Galaxie que H.E.S.S a pu détecter ces trois nouvelles sources gamma clairement identifiées, et plus exactement  dans le grand nuage de Magellan, petite galaxie satellite de la nôtre, visible dans l'hémisphère sud (H.E.S.S est un réseau de détecteurs basé en Namibie depuis 2002, et amélioré en 2012).

Le réseau de réflecteurs de H.E.S.S (Clementina Medina/CEA-Irfu)

Le grand nuage de Magellan, rappelons-le, est une galaxie irrégulière qui a une masse totale de seulement 4% de celle de la Voie Lactée, et est situé à une distance d'environ 180000 années-lumière. Grâce à sa nature, la confusion entre sources gamma est beaucoup moins problématique que lorsque l'on regarde vers le centre de notre galaxie par exemple, les incertitudes sur les distances sont également beaucoup moins importantes.

Les téléscopes gamma comme H.E.S.S possèdent une résolution angulaire de quelques arcminutes, bien meilleure que celle que peut atteindre le télescope Fermi-LAT, qui fut l'un des premiers instruments à détecter des rayons gamma dans le Grand Nuage de Magellan, mais diffus. C'est sa très bonne résolution angulaire qui permet à H.E.S.S d'identifier des sources individuelles.

Ses observations de trois nouvelles sources gamma au sein du Grand Nuage de Magellan permettent d'étendre l'astronomie gamma à haute énergie en donnant des exemples concrets de sources situées en dehors de notre galaxie.

N157B et N132D appartiennent à des classes de sources gamma bien documentées, avec des caractéristiques distinctes, la première est produite par un jeune pulsar énergétique et la seconde est l'un des plus vieux résidus de supernova émetteur gamma. La superbulle 30 Dor C, quant à elle, fournit pour la première fois une signature nette en rayons gamma.

Les observations de la collaboration internationale exploitant le télescope H.E.S.S a porté sur 210 heures d'exposition dans la direction de la nébuleuse de la Tarentule (30 Dor), connue pour être la plus grande région de formation d'étoiles dans l'ensemble des galaxies du Groupe Local, dont fait également partie la Voie Lactée. Les rayons gamma ultra-énergétiques sont détectés par H.E.S.S lorsqu'ils pénètrent dans l'atmosphère. Ils produisent alors des gerbes de particules chargées secondaires, qui elles-mêmes vont produire dans l'atmosphère de la lumière visible par effet Cherenkov. C'est cette lumière que H.E.S.S capte.

Si on s'amuse à retracer les processus physiques qui entrent en jeu entre le résidu de supernova (par exemple) et le miroir de H.E.S.S, on voit toute la difficulté de ces recherches : un électron est accéléré à une vitesse relativiste par le champ magnétique monstrueux d'un pulsar, il rencontre un photon venant d'une étoile voisine, produit sur celui-ci une diffusion Compton inverse en lui transférant une grande quantité d'énergie, le photon, de visible devient brutalement gamma et se trouve dirigé par hasard vers notre galaxie, et plus précisément vers le Soleil, avec la Terre qui passe par là par hasard. Après 180000 ans de parcours, ce photon gamma ultra-énergétique rencontre un atome d'azote avec ses sept protons, ces sept neutrons et ses sept électrons, à 15 km d'altitude dans la haute atmosphère de la Terre, de multiples paires électron-positron sont alors produites, chaque électron ou positron produisant à son tour quantité de photons par rayonnement de freinage, ces photons interagissent à nouveau avec des atomes d'oxygène cette fois-ci pour produire des électrons encore très énergétiques, dont la vitesse est supérieure à celle de la lumière dans l'air, il se produit alors une intense production de lumière bleue sous forme d'un cône de lumière par effet Cherenkov. Ces photons de lumière visible sont très peu absorbés dans l'atmosphère très pure d'Afrique australe et viennent s'écraser sur des miroirs posés là dans la savane par des hommes qui veulent tout savoir sur les résidus de supernova... et qui y parviennent, et même de mieux en mieux.

Source : 

The exceptionally powerful TeV γ-ray emitters in the Large Magellanic Cloud

The H.E.S.S. Collaboration

Science 23 January 2015: Vol. 347 no. 6220 pp. 406-412 

Découverte des premiers anneaux d’une exoplanète

Des astronomes de l’université de Leiden aux Pays Bas et de l’université de Rochester aux Etats-Unis, viennent de mettre en évidence la structure du premier et du plus vaste anneau entourant une exoplanète. Cette exoplanète s’appelle J1407b et orbite autour d’une petite étoile très jeune du type du soleil, nommée J1407. L’anneau de cette exoplanète, gigantesque, est bien plus grand et massif que celui de notre belle Saturne.

Vue d'artiste du système d'anneaux de J1407b, l'anneau éclipse l'étoile J1407,
permettant sa mise en évidence  (Ron Miller, University of Rochester)

Cet anneau a été découvert en 2012 par Matthew Kenworthy à l’université de Leiden, et depuis, de nouvelles observations et de nouvelles analyses des données montrent comment il est structuré. Ce système contient pas moins de 37 anneaux, chacun d’eux s’étendant sur plusieurs dizaines de millions de kilomètres. Les astronomes ont montré qu’il existait des espacements entre anneaux indiquant la présence probable de satellites, des exolunes.

C’est en traçant la courbe de luminosité de l’étoile J1407 que les astronomes ont pu déceler cette structure stupéfiante : la luminosité de l’étoile variait périodiquement d’un côté puis de l’autre de la planète, montrant la présence des différents anneaux. L’équipe d’astronome a ainsi pu constater des variations lentes sur plusieurs semaines, mais aussi des variations très rapides de l’ordre de la dizaine de minutes, révélant des structures très fines dans les anneaux. Evidemment, le système est trop éloigné pour pouvoir voir l’anneau directement, mais les courbes de luminosité permettent aux astronomes de modéliser à quoi il doit ressembler. Matthew Kenworthy ajoute à titre de comparaison : « Si on remplaçait les anneaux de Saturne par ces anneaux que nous avons découverts, ils seraient très facilement visibles à l’œil nu et seraient plus vastes que plusieurs pleines lunes… ». De fait, même si elle n’a pas pu être observée directement, on sait que J1407b est une planète géante, plus imposante que Jupiter (de 10 à 40 fois plus massive), presque une petite étoile ratée, et ses anneaux sont 200 fois plus grands que ceux de Saturne. Elle tourne autour de son étoile en 10 ans environ.

C’est en analysant les données du projet SuperWASP, un survey qui a pour objectif la détection de planètes géantes transitant devant leur étoile, que Eric Mamajek, Matthew Kenworthy et leurs collègues ont découvert ces éclipses inhabituelles en 2012 et ont dès lors pu proposer l’existence d’un disque de formation d’exolunes.

Au total, le diamètre des anneaux entourant J1407b fait 180 millions de kilomètres et contient une masse de poussières équivalente à la masse de la Terre, rien de moins… Il est si dense que la lumière de l’étoile en arrière-plan peut être obscurcie à 95%. Les astronomes sont sûrs qu’il existe au moins un intervalle clair dans la structure annulaire, laissant la place à un satellite qui aurait la masse d’environ la Terre ou Mars, avec une période orbitale d’environ deux ans. Comme un tel système semble en évolution, les astronomes estiment que ces anneaux devraient s’affiner et se raréfier voire disparaître en quelques millions d’années pour laisser place à des satellites rocheux.

Les planétologues s’accordent à penser que la présence d’anneaux autour de planètes géantes est une phase incontournable dans la formation de satellites, mais J1407b est le premier système de ce type à être observé, en dehors de notre système solaire.

Maintenant, l’équipe de Kenworthy, en plus de creuser les données de J1407b pour en savoir plus sur les propriétés physico-chimiques de ses anneaux, recherchent de nouvelles traces d’éclipses étranges dans les données de vastes catalogues pour dénicher d’autres systèmes à anneaux de ce type. Les éclipses d’anneaux semblent bien être la seule méthode possible pour observer les étapes précoces de la formation d’exolunes.

Source :

Modeling giant extrasolar ring systems in eclipse and the case of J1407b: sculpting by exomoons ?

Matthew A. Kenworthy, Eric E. Mamajek et al.

(Submitted on 22 Jan 2015)

accepté pour publication in the Astrophysical Journal.

Matière Noire : La recherche très indirecte de WIMPs par Fermi-LAT

L'autre façon de détecter la présence de matière noire sous forme de WIMPs (weakly interacting massive particles), concurrente et complémentaire de la méthode directe (par des détecteurs sous-terrains et le LHC), c'est de chercher des signes d'annihilation de ces particules, qui prennent la forme de rayons gamma en provenance de notre galaxie ou des autres. Le télescope spatial Fermi-LAT est justement spécialisé dans la détection de rayons gamma très énergétiques et permet ce type de recherche. La collaboration qui l'exploite vient tout juste de publier ses tout nouveaux résultats...

vue d'artiste du satellite Fermi-LAT (Fermi collaboration)

Ces nouveaux résultats d'observation publiés sur le site de preprints Arxiv dans un article très technique de 43 pages et destiné à être soumis au Journal of Cosmology and Astropaticle Physics concernent la recherche de rayons gamma ayant une énergie particulière au sein de ce qu'on appelle le fond gamma isotrope (isotropic gamma-ray background, IGRB). Ce fond gamma diffus provient non pas de notre galaxie, mais du milieu intergalactique, des autres galaxies. C'est le rayonnement gamma qui reste une fois que l'on a soustrait les rayons gamma des sources individuelles bien identifiées. Il a été découvert en 1978 grâce au satellite SAS-2 puis confirmé 20 ans plus tard par le satellite EGRET. 

Les données consistent en l'accumulation de 50 mois de données d'observations du télescope Fermi-LAT (Large Area Telescope) de photons gamma à partir de 20 MeV et montant jusqu'à une énergie de 820 GeV. La collaboration du même nom, Fermi-LAT, a ainsi pu montrer l'absence de signe d'un signal provenant d'annihilations de WIMPs dans ce fond gamma isotrope. L'annihilation des WIMPs est étudiée ici non par par la production directe de photons gamma dans l'annihilation des neutralinos entre eux (qui seraient leur propre antiparticule), mais via la production au cours de cette annihilation de couples de particules/antiparticules, qui vont ensuite produire des rayons gamma. On est là vraiment dans la détection indirecte. Les "canaux" d'annihilation, comme les appellent les physiciens des particules sont les canaux b/anti-b et tau+/tau-.

Principe de fonctionnement du LAT (CENBG/IN2P3)

Mais bien sûr, ce résultat négatif est très intéressant, car il permet de fixer des contraintes supplémentaires sur les caractéristiques de ces hypothétiques WIMPs, notamment dans ce signal particulier du fond gamma provenant de toutes les directions du ciel. Comme le signal potentiellement attendu (et non vu) dépend à la fois du comportement cosmologique de la matière noire (comment elle se regroupe), et des caractéristiques propres de la particule WIMP, l'information, aussi bien positive que négative est très riche. Elle est ici négative et permet donc de fixer des limites fortes dans les modèles de matière noire.

Les limites que les physiciens des astroparticules parviennent ainsi à fixer s'appliquent pour des masses de WIMPs s'étendant de quelques GeV jusqu'à plusieurs dizaines de TeV et sont les meilleures limites obtenues à ce jour pour ces niveaux d'énergie de l'ordre du TeV. De plus, l'équipe internationale a pu quantifier en détail les incertitudes associées à ce type de signal, ce qui est une avancée majeure.
A une masse de WIMP de 10 GeV, la limite de la section efficace d'annihilation trouvée grâce à ces nouvelles observations atteint celle qui correspond au modèle de WIMP si elle est une relique thermique, ce qui est le modèle le plus couramment admis. 
Pour finir leur article, les physiciens de Fermi-LAT mettent en garde sur l'extrême complexité de ces mesures et des conclusions que l'on en tire. Ils listent l'étendue des incertitudes en jeu, qui sont classées en trois familles : 

1. la prédiction théorique de l'intensité du signal d'annihilation attendu, qui dépend à la fois du modèle d'accumulation de matière noire (avec un facteur 20 d'incertitude) et aussi du nombre de sous-structures existant dans les galaxies (facteur 3 d'incertitude);
2. la modélisation de la contribution des sources gamma extragalactiques non-résolues dans le signal d'IGRB, qui peut atteindre un écart d'un facteur 3 à 26 selon la masse de WIMP considérée;
3. la modélisation de l'émission diffuse galactique, qui peut induire des variations d'un facteur 3 sur les limites dérivées.

Fermi-LAT ne voit donc pas de traces de WIMPs dans le fond gamma isotrope, et permet de déterminer de nouvelles limites contraignantes à partir de ces mesures, mais les incertitudes sont multiples et importantes, ce qui fait dire aux physiciens de la collaboration Fermi-LAT que cette source de rayonnements gamma (l'IGRB, le fond gamma isotrope) ne devrait pas être utilisée seule pour chercher un signal de WIMPs. En complément d'autres types mesures et pour contraindre les modèles, elle s'avère en revanche fort utile, mais il faudra attendre de beaucoup mieux connaître certaines caractéristiques de notre Galaxie et des sources gamma "classiques" pour réduire drastiquement les incertitudes et pouvoir utiliser l'IGRB dans une recherche d’événements gamma en excès, signant sans coup férir la présence d'annihilations de WIMPs.

Source : 

Limits on Dark Matter Annihilation Signals from the Fermi LAT 4-year Measurement of the Isotropic Gamma-Ray Background
The Fermi LAT Collaboration,
Soumis à Journal of Cosmology and Astroparticle  Physics (22 January 2015)