Une première : la vitesse de rotation d'une exoplanète mesurée directement

Des astronomes ont réussi en utilisant le télescope spatial Hubble, à mesurer la rotation d’une exoplanète. Cette mesure est une première par l’exploitation d’une imagerie directe.

2M1207 (bleuté) et 2M1207b (rouge) imagées en infra-rouge
par le Very Large Telescope (ESO)

Yifan Zhou (Université de l’Arizona) et ses collaborateurs publient leur observation dans The Astrophysical Journal. Ils ont étudié les très faibles variations de luminosité dans l’infra-rouge de cette exoplanète très massive appelée  2M1207b, quatre fois plus massive que Jupiter, qui fait donc partie des exoplanètes dites super-Jupiters.

Elle est en orbite autour d’une étoile particulière parce qu’il ne s’agit pas tout à fait d’une étoile, mais de ce qu’on qualifie volontiers s d’étoile ratée, ou étoile naine brune, une étoile qui n’avait pas la masse suffisante pour amorcer des réactions de fusion nucléaires dans son cœur et qui ne brille donc pas. Le couple se situe à une distance relativement proche de nous, à 170 années-lumière. L’orbite de 2M1207b autour de son étoile est aussi hors catégorie,  puisqu’elle est 10 fois plus éloignée que celle de Jupiter autour de notre soleil.

Pour mesurer les très faibles variations de luminosité induites par la rotation de la planète, les astronomes ont su exploité les capacités uniques de l’instrument Wide Field Camera 3 de Hubble en termes de stabilité, de résolution et de contraste. Ils parviennent à attribuer les variations observées à des structures nuageuses complexes de l’atmosphère de l’exoplanète. Ces mesures vont même plus loin car les chercheurs montrent non seulement la présence de nuages mais que ceux-ci sont également irréguliers et incolores.

Courbe de luminosité de 2M1207b durant 10 heures de suivi
(NASA, ESA, Y. Zhou (University of Arizona), and P. Jeffries (STScI))

Les premières observations de 2M1207b datent d’il y a 10 ans et les astronomes avaient déjà montré que son atmosphère était suffisamment chaude pour abriter des nuages de silicates : de la roche vaporisée qui en se refroidissant forme des petites particules d’aérosols. Plus profondément dans son atmosphère, des gouttelettes de fer doivent se former et tomber en pluie, pour s’évaporer dans les couches encore plus profondes. La température atmosphérique évaluée par les chercheurs varie entre 1500 et 1700 K.

2M1207b est aussi chaude parce qu’elle est jeune : à peine 10 millions d’années environ. Elle serait ainsi toujours en train de se contracter et de se refroidir. Au cours de son refroidissement dans les quelques milliards d’années qui vont suivre, les nuages de silicates et le fer se formeront de plus en plus bas dans l’atmosphère de l’exoplanète, jusqu’à disparaître totalement.

L’observation de ces nuages a permis à l’équipe de Zhou de déterminer avec précision la vitesse de rotation de 2M1207b, ils obtiennent une vitesse de l’ordre de 1 tour en 10 heures, soit environ la même vitesse de rotation que ce que l’on mesure sur Jupiter.

Le système de 2M1207 et sa grosse super-Jupiter est très différent de notre système solaire. La planète 2M1207b n’est que 7 fois moins massive que son « étoile » (le rapport est de l’ordre de 1000 entre Jupiter et le Soleil). On estime que ce couple aurait pu se former non pas par l’effondrement gravitationnel d’un unique disque de poussière, mais de deux disques distincts.

La super-Jupiter 2M1207b, grâce à sa forte luminosité en infra-rouge, sera une cible idéale pour le successeur de Hubble en 2018, le James Webb Telescope dont le montage du miroir vient d’être terminé, et qui fait la couverture cette semaine de la revue Science. Il permettra aux astronomes d’encore mieux déterminer la structure atmosphérique de ce type de planètes particulières.

Source : 

Discovery of rotational modulations in the planetary-mass companion 2M1207b: Intermediate rotation period and heterogeneous clouds in a low gravity atmosphere

Yifan Zhou et al.

The Astrophysical Journal, 818:176, (20 February 2016)

http://dx.doi.org/10.3847/0004-637X/818/2/176

Neutrinos : une nouvelle anomalie détectée

Les neutrinos, depuis leur découverte, ont connus de multiples anomalies expérimentales qui se sont très souvent révélées des portes ouvertes vers la compréhension de nouveaux processus, voire d’une nouvelle physique, comme l’oscillation et l’existence de masse pour les neutrinos. Une des anomalies toujours incomprise malgré son observation répétée depuis plus de trente ans est l’anomalie des antineutrinos de réacteurs, qui pourrait être expliquée par l’existence d’un quatrième neutrino, un neutrino stérile. Cette anomalie de flux vient à nouveau d’être mise en évidence dans l’expérience américano-chinoise Daya Bay, mais cette fois-ci, elle s’accompagne d’une nouvelle anomalie…

Le complexe nucléaire de Daya Bay (Roy Kaltschmidt, Berkeley Lab)

L’étude des propriétés des (anti)neutrinos se fait depuis de nombreuses années à proximité de centrales nucléaires, qui sont de très grosses productrices de ces particules élusives si cruciales pour comprendre l’Univers. C’est d’ailleurs à proximité d’une des premières centrales nucléaires que furent observés les (anti)neutrinos pour la première fois en 1956.

La collaboration americano-chinoise Daya Bay a installé six  gros détecteurs d’antineutrinos à proximité de trois centrales nucléaires comportant en tout six réacteurs nucléaires identiques de 2,9 GWth. Les détecteurs sont situés à différentes distances des réacteurs (entre 360 m et 1900 m) pour étudier les oscillations des neutrinos en fonction de la distance qu’ils parcourent. Ces détecteurs sont constitués de grandes quantités de scintillateur liquide dopé au gadolinium (20 tonnes chacun) bardées de centaines de photomultiplicateurs.

Spectre d'antineutrinos enregistré par Daya Bay par rapport au modèle théorique
(Brookhaven National Laboratory)

Les détecteurs de Daya Bay sont capables de mesurer non seulement le flux total des antineutrinos électroniques, mais aussi leur énergie, avec une précision encore jamais atteinte auparavant. Les physiciens parviennent ainsi pour la première fois à établir le spectre en énergie des antineutrinos électroniques produits en réacteur avec une précision de l’ordre de 1%.

Les expériences antérieures ayant étudié les antineutrinos de réacteur ont toutes mesuré un flux d’antineutrinos qui montrait un déficit par rapport au modèle théorique (le modèle de Huber-Müller) établi grâce à la connaissance des réactions nucléaires qui ont lieu dans les réacteurs (les fissions nucléaires de l’uranium et du plutonium produisant des isotopes radioactifs émetteurs béta). Toutes sans exception trouvaient un déficit de quelques pourcents, le plus souvent 6%. Et le résultat de la mesure de Daya Bay est formel : là aussi, un déficit de 6% sur le flux des antineutrinos électroniques est clairement visible.

Cette anomalie de flux confirmée une nouvelle fois pourrait asseoir encore un peu plus l’idée de l’existence d’un nouveau type de neutrino, qui serait totalement stérile, c’est-à-dire n’ayant pas la moindre interaction avec la matière hormis par la gravitation. Mais les chercheurs de Daya Bay, qui publient leur étude dans Physical Review Letters, pointent, grâce à la mesure précise de l’énergie des antineutrinos détectés, un élément qui pourrait remettre en cause cette explication.

Poster d'une conférence ayant eu lieu
en septembre 2011 à l'Université de Virginie
(Virginia Tech)

La collaboration Daya Bay fournit aujourd’hui la mesure la plus précise du spectre énergétique des antineutrinos et qui est totalement indépendante des modèles théoriques.  Les chercheurs ont patiemment collecté plus de 300 000 antineutrinos durant 217 jours en mesurant leur énergie grâce à la mesure de l’énergie des positrons en coïncidence avec des neutrons, que les antineutrinos produisent dans leur détecteur par la réaction inverse de la décroissance béta.

En comparant la forme du spectre en énergie obtenu par rapport à celle attendue d’après le modèle théorique de Huber-Müller, les physiciens de Daya Bay observent une anomalie surprenante : une bosse apparaît dans le spectre aux environs de l’énergie 5 MeV. Il y a un excès d’antineutrinos à cette énergie avec une signifiance statistique de 4 sigmas; cet excès atteint 10% de ce que prévoyait le modèle théorique. Deux autres expériences de détection d’antineutrinos de réacteurs avaient vu un petit excès dans cette même gamme d’énergie, mais avec beaucoup moins de précision et de certitude que ces nouveaux résultats.

Cette découverte implique très probablement la nécessité de revoir les modèles théoriques de physique décrivant ce qui se passe dans les réacteurs nucléaires. L’écart observé dans le spectre en énergie pourrait simplement montrer que certains processus ont été mal pris en compte dans le modèle de Huber-Müller. Si le modèle théorique a un trou dans la raquette, cela peut vouloir dire que l’écart de 6% observé sur le flux total d’antineutrinos par rapport au modèle pourrait lui aussi être expliqué par ces lacunes théoriques.  Ces nouvelles données sont d’ores et déjà fondamentales pour les futures grandes expériences étudiant les neutrinos de réacteurs, comme JUNO dans quelques années toujours en Chine.

L’anomalie des antineutrinos de réacteur vieille de plus de trente ans pourrait donc n’être au final qu’une erreur théorique, et le concept de neutrino stérile, presque exclusivement fondé sur l’existence de cette anomalie,  prendrait un sérieux coup dans l’aile…

Source :

Measurement of the Reactor Antineutrino Flux and Spectrum at Daya Bay

F. P. An et al. (Daya Bay Collaboration)

Physical Review Letters 116, 061801 (2016)

http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.116.061801

Clap de fin pour Philae

Le petit robot de l'Agence Spatiale Européenne avait ému de nombreux passionnés de l'exploration spatiale et même au-delà lors de son atterrissage historique et mouvementé sur la comète Churyumov-Gerasimenko/67P en novembre 2014. Le contact n'ayant jamais pu être réactivé depuis de nombreux mois, les ingénieurs du Centre Spatial allemand viennent de cesser définitivement les tentatives de contact avec Philae.

Philae était emporté par la sonde Rosetta, toujours en orbite de la comète, et avait été largué en direct vers la surface de la comète le 12 novembre 2014, mais un harpon avait mal fonctionné lors de son aterrissage (acometissage) et il avait rebondi deux fois avant de se retrouver dans une anfractuosité de la comète avec peu d'énergie solaire à sa disposition, sa seule source d'énergie. Ses batteries avaient tout de même pu fonctionner près de 60 heures et le robot a pu produire environ 80% de sa mission initiale, en enregistrant des images détaillées de la surface de la comète, ainsi qu'en analysant la composition chimique de gaz et de poussière émanant de la surface du noyau cométaire. Il a notamment permis d'identifier la présence de composés organiques comme du formaldéhyde et d'autres composés azotés et carbonés encore jamais vu sur des comètes. Le plus gros manque, dû à l'inclinaison du robot dans sa dernière position aura été de pouvoir forer le sol de la comète pour analyser des échantillons.

Vue d'artiste de Philae se posant sur Chury (German Aerospace Center)

Lorsque ses batteries furent vidées, Chury était encore loin de son point le plus rapproché du Soleil, qui devait avoir lieu le 15 août 2015. La quantité de lumière solaire augmentant au fil des mois au printemps 2015, une tentative de réveil de Philae avait été entreprise et réussie, le robot ayant communiqué quelques signaux avec Rosetta en juin 2015. Et puis ce fut très vite le silence. Un silence absolu, qui n'a pourtant pas décourgé les ingénieurs de l'ESA d'essayer encore et encore d'envoyer des commandes vers Philae et écouter d'éventuelles réponses. Mais en vain. 

Aujourd'hui, la comète s'éloignant à grands pas du Soleil avec une température à la surface de Chury de l'ordre de -180°, de quoi endommager certains composants du robot, et les panneaux solaires de Philae étant de plus probablement couverts de poussière, les ingénieurs estiment la probabilité d'établir le contact quasi nulle, et qu'il est préférable d'arrêter l'acharnement.

Philae rejoint donc le cimetière des sondes spatiales, en laissant une trace humaine sur un objet improbable. Les données enregistrées par Philae durant ses 60 premières heures à la surface de Churyumov-Gerasimenko devraient alimenter encore pour quelques années les chercheurs qui tentent de comprendre cette comète dans ses moindres détails ainsi que les comètes en général, et l'histoire du système solaire.

LIGO observe la fusion de deux trous noirs par la détection directe d'ondes gravitationnelles

C'est bien plus qu'une annonce médiatique, car au-delà d'une simple conférence de presse, les résultats de LIGO sont publiés aujourd'hui par la revue scientifique la plus sérieuse qui soit dans le domaine de la physique, la revue Physical Review Letters, avec des résultats qui ne peuvent laisser que peu de doutes sur la réalité du signal détecté.


La gravitation est la force qui ordonne l’Univers à grande échelle. Elle est comprise depuis un siècle - et la théorie de la Relativité Générale d’Einstein - comme issue de la courbure de l’espace-temps, qui est elle-même produite par la présence de densité d’énergie (ou de masse). A son tour, toute masse (et on pourrait dire toute quantité d’énergie) se déplace dans l’espace-temps en suivant la courbure de ses géodésiques.

Vue d'artiste du phénomène d'émission d'ondes
gravitationnelles par un couple de trous noirs
spiralant l'un vers l'autre

Et la Relativité Générale prédit que lorsque deux objets très denses et très compacts se tournent l’un autour de l’autre à grande vitesse et finissent par fusionner dans un beau cataclysme, l’espace-temps autour de ce couple singulier doit subir des phénomènes semblables à des vibrations. Il doit alors exister des ondes à la surface de l’espace-temps, de façon un peu similaire à ce que l’on pourrait observer à la surface de l’eau lorsqu’on jette un caillou dans un lac : des ondes gravitationnelles. Ces ondes gravitationnelles, d'après la théorie einsteinienne qui les a prédites il y a tout juste un siècle, se propagent ensuite à la vitesse de la lumière dans tout l’Univers en s’atténuant sur leur trajet.

Les ondes gravitationnelles ont par la suite été associées à une particule spécifique dans le bestiaire de la physique des particules : un boson appelé le graviton, qui a la particularité unique dans le monde des particules de posséder un spin égal à 2.

Jusqu'à aujourd’hui, ni le graviton ni les ondes gravitationnelles n’avaient pu être observés directement, alors que l'on était sûrs de leur existence de manière indirecte en observant comment des couples d’étoiles à neutron perdent de l’énergie gravitationnelle, un phénomène qui ne peut être dû qu’à une émission d’ondes du même nom. L'objet emblématique de cette mesure reste le pulsar binaire PSR V1913+16 découvert en 1974, qui valut le Nobel de physique à ses découvreurs en 1993. Car les objets à même de produire des ondes gravitationnelles que nous pourrions détecter ne sont pas très nombreux : il s’agit soit de couples d’étoiles à neutron, soit de couples de trous noirs ou encore des couples mixtes : étoile à neutron-trou noir.

L'interféromètre LIGO de Hanford et ses bras de
4 km de longueur chacun  (Caltech).

Le signal des ondes gravitationnelles qui est attendu est extrêmement faible même si il montre une forme très particulière, qui peut être différente selon le type et la masse des objets compacts en train de spiraler l'un vers l'autre. Des détecteurs d’ondes gravitationnelles ont été construits ou sont en cours de construction dans différents endroits dans le monde ainsi qu'en orbite. Comme le passage d’une onde gravitationnelle sur Terre a pour conséquence de légèrement réduire ou augmenter la distance séparant un point d’un autre (imaginez un espace  élastique qui ondule), le principe utilisé pour mettre en évidence le passage d’une telle onde (ou une suite d’ondes) repose sur l’optique, et plus exactement sur l’interférométrie laser, la seule solution efficace pour mesurer avec une très grande précision une différence de longueur entre deux points.

Car de la précision il en faut pour voir le passage d’une onde gravitationnelle : la variation relative de longueur à détecter est de l’ordre de 10^-21, soit un milliardième de nanomètre pour un kilomètre…

Les principaux interféromètres actuellement ou prochainement en activité, dédiés à la recherche d’ondes gravitationnelles, comme VIRGO en Italie, LIGO-Hanford (état de Washington) et LIGO-Livingston (Louisiane) aux Etats-Unis, LIGO-India en inde ainsi que GEO600 en Allemagne et Kagra au Japon sont constitués de deux tunnels de plusieurs kilomètres de longueur à 90° l'un de l'autre dans lesquels sont envoyés des faisceaux lasers qui sont réfléchis à l'autre bout par un miroir à la surface parfaitement polie au nanomètre près. Les deux faisceaux de lumière, initialement parfaitement identiques, sont ensuite mis en interférence à la suite de leur aller-retour et la moindre variation de distance parcourue par l'un ou l'autre faisceau indique le passage d'une onde gravitationnelle qui a modifié la distance de l'espace dans une direction sans en faire de même dans la direction orthogonale.

Gabriela Gonzalez
(Louisiana State University)

LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) a été construit à partir de 1992 et a fonctionné pleinement entre 2002 et 2010 pour montrer la faisabilité de ces mesures extrêmement délicates. L'expérience a ensuite été arrêtée durant 5 ans pour passer à l'étape suivante et être grandement améliorée en termes de sensibilité, en étant désormais dénommé Advanced LIGO sur chacun des deux sites américains. L'expérience rénovée a été relancée il y a seulement quelques mois, en septembre 2015. Alors que la première version du détecteur géant ne pouvait qu'explorer un volume d'Univers de moins de 100 millions d'années lumière de rayon autour de nous, Advanced LIGO est capable de détecter des ondes gravitationnelles dans un rayon de plus de 1 milliard d'années-lumière...
Après des semaines de rumeurs pouvant paraître plus ou moins fondées, l'équipe de l'expérience LIGO, une très vaste collaboration internationale regroupant plus de 1000 chercheurs dans 90 institutions de 15 pays avec à sa tête la physicienne argentine Gabriela Gonzalez (Université de Louisiane), vient donc aujourd'hui de publier l'une des découvertes les plus attendues depuis celle qui s'était révélée fausse en 2014 (au sujet de la découverte par BICEP2 d'ondes gravitationnelles primordiales issues de l'inflation). Il s'agit ici de bien plus qu'une annonce médiatique, car on ne parle pas d'une simple conférence de presse, les résultats de LIGO sont publiés dans l'une des revues scientifiques la plus sérieuse qui soit, la revue Physical Review Letters, avec des résultats qui ne peuvent laisser que peu de doutes sur la réalité du signal détecté. La signifiance statistique dépasse 5 sigmas, ce qui, en termes statistiques, dit qu'on est en présence d'un vrai signal avec une probabilité extrêmement forte, qui permet classiquement d'affirmer une découverte sans devoir prendre de conditionnel, à l'image de la découverte du boson de Higgs en 2012 par exemple.

Installation de Advanced LIGO ( Caltech/MIT/LIGO Lab.)

Les chercheurs internationaux menés par Gabriela Gonzalez, avec la collaboration active de leurs collègues européens de VIRGO qui cosignent l'étude, montrent la détection le 14 septembre dernier, des tous derniers instants d'un couple de trous noirs stellaires, juste avant leur fusion ainsi que l'instant de leur fusion, le moment où le rayonnement gravitationnel est le plus intense (et aussi le plus spécifique et facile à reconnaître par rapport à des signaux parasites). Ils observent des très beaux signaux dans sur les deux sites (Hanford et Livingston), avec un léger décalage temporel de 7 ms correspondant au temps nécessaire pour relier les deux points à la vitesse de la lumière, ce qui rend d'autant plus évident la réalité de cette détection. Les physiciens parviennent, à partir de la structure des ondes détectées, d'en déduire la masse respective des deux trous noirs : 29 et 36 masses solaires, ainsi que la masse du trou noir résultant : 62 masses solaires. Une quantité de masse importante aurait donc été perdue sous forme d'énergie gravitationnelle, pas moins de 3 masses solaires.

Signal mesuré par les deux détecteurs de LIGO
(LIGO Collaboration)

Grâce à la double détection sur les deux sites espacés de plusieurs milliers de kilomètres, les chercheurs parviennent à estimer une zone d'origine de cette fusion de trous noirs : dans l'hémisphère sud, environ dans la direction du grand Nuage de Magellan. Mais à partir de l'amplitude des ondes détectées, les physiciens peuvent aussi déterminer la distance de cet événement, et elle est énorme : 1,3 milliards d'années-lumière. Cet événement est dorénavant appelé GW 150914 (GW pour "gravitational wave", suivi de la date de sa détection).

La découverte étonnante (car on ne s'y attendait pas aussi tôt) que nous offre aujourd'hui LIGO fournit la dernière preuve expérimentale qui manquait à la Relativité Générale d'Albert Einstein, ce magnifique édifice qui fête son centenaire. La confirmation de l'existence des ondes gravitationnelles confirme en outre un point admis depuis longtemps mais encore jamais prouvé directement : l'existence des trous noirs, tout simplement, et le fait qu'ils peuvent fusionner entre eux comme on l'a modélisé et seulement observé indirectement depuis de nombreuses années.

L'une des conséquences fondamentales de la possibilité désormais de détecter directement des ondes gravitationnelles est que l'on va pouvoir déterminer la vitesse exacte de ces ondes, correspondant à la propagation du graviton. Les modèles les plus standards prédisent que le graviton possède une masse nulle comme le photon et se déplace à la vitesse de la lumière, mais certaines variantes stipulent que le graviton aurait une toute petite masse non nulle, ce qui induirait une vitesse de propagation légèrement inférieure à la vitesse de la lumière. Cette détermination, par l'observation d'un événement qui serait source à la fois d'ondes gravitationnelles et de photons, pourrait ouvrir la voie à de profonds bouleversements en physique fondamentale.

Simulation de deux trous noirs fusionnant et l'effet produit sur l'espace-temps.
(Bohn, Throwe, Hébert, Henriksson, Bunandar, Taylor, Scheel http://www.black-holes.org/lensing)

Une autre conséquence de notre possibilité de détecter des ondes gravitationnelles est que l'on pourra tester la validité de certaines théories des cordes cosmiques qui prédisent l'apparition d'ondes gravitationnelles détectables lorsque celles-ci se "brisent".

Même si les ondes gravitationnelles sont le mieux "visibles" sur ces objets ultra-compacts que sont les trous noirs, elles sont aussi produites par des objets un peu moins denses mais tout aussi extrêmes que sont les étoiles à neutron. La théorie actuelle stipule que, de part leur champ gravitationnel extrême, les étoiles à neutrons doivent être parfaitement sphériques, lisses. Mais il se pourrait, selon certains spécialistes, que les étoiles à neutron dont la physique est toujours assez mal comprise, aient encore des montagnes de quelques millimètres d'altitude. De tels "défauts de symétrie" sur ces objets tournoyant à des vitesses folles (plus de 1000 tours par secondes pour une boule de quelques kilomètres de rayon) produiraient nécessairement l'émission continue d'ondes gravitationnelles sous une forme très spécifique (sinusoïdale). Il s'ensuivrait alors une perte d'énergie rotationnelle pour l'étoile à neutron et son ralentissement progressif.
Bien sûr, les couples d'étoiles à neutron en spiralant l'une autour de l'autre, émettent aussi leurs ondes gravitationnelles et il sera possible de déterminer quel est le produit final de la fusion des deux étoiles à neutrons, qui peut être soit une "grosse" étoile à neutron, soit un trou noir (a priori, sauf surprises).

Un autre astre émetteur d'ondes gravitationnelles est l'étoile dans sa phase précédent tout juste sa transformation en étoile à neutron ou en trou noir : la supernova, instant fatidique de l'explosion, et plus précisément la supernova de type II, dite supernova par effondrement. L'"écoute" de la structure des ondes gravitationnelles émises au cours d'une telle implosion-explosion, couplée avec l'observation de son émission électromagnétique associée, et pourquoi pas son émission neutrino, devrait pouvoir nous fournir des informations capitales sur le mécanisme qui génère l'effondrement gravitationnel.

On peut enfin imaginer pouvoir utiliser le signal d'ondes gravitationnelles de couples de pulsars ou de trous noirs fusionnant pour calculer leur distance précise et utiliser cette mesure de distance en remplacement des chandelles standards actuellement utilisées (les supernovas Ia), et permettre ainsi d'évaluer le taux d'expansion de l'Univers de manière indépendante de la technique utilisant la luminosité des supernovas Ia.

On le voit, la détection directe des ondes gravitationnelles est une grande avancée pour nos connaissances actuelles et ouvre la voie vers une nouvelle ère de l'astronomie, une astronomie sans photons où le messager entre les astres et les hommes est l'espace-temps lui-même. 



Sources : 

Observation of gravitational waves from a binary black hole merger
B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)
Physical Review Letters 116, 061102 (11 february 2016)
http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.116.061102

Collaboration LIGO


Gravitational waves: 6 cosmic questions they can tackle
Davide Castelvecchi
Nature online (09 February 2016)
http://dx.doi.org/10.1038/nature.2016.19337

La comète Churyumov-Gerasimenko n'est pas creuse

Les comètes sont connues pour être des corps composés d'un mélange de glace et de poussière. Donc si elles sont compactes elles devraient avoir une densité plus grande que celle de l'eau, plus grande que 1. Mais des mesures antérieures ont déjà montré que la densité des comètes était bien plus faible que la densité de l'eau. Ces données indiquent que les comètes devraient être très poreuses.

Différentes vues de Churyumov-Gerasimenko par Rosetta (ESA/Rosetta NAVCAM)

Cette porosité doit-elle être comprise comme l'existence de vastes cavités au cœur des noyaux de comète ou bien une structure homogène mais de faible densité ? Une réponse vient d'être apportée grâce à l'étude de la comète Churyumov-Gerasimenko/67P par la sonde Rosetta. C'est l'équipe menée par Martin Pätzold du Rheinische Institut für Umweltforschung à l'Université de Cologne qui publie ces résultats dans la revue Nature. Ils démontrent que la comète n'est pas creuse, elle ne contient pas de cavités, mais plutôt une structure homogène de très faible densité.

Une étude précédente effectuée avec l'instrument radar CONSERT de Rosetta avait déjà montré que l'un des deux lobes de Chury apparaissait homogène sur une échelle de l'ordre de la dizaine de mètres. 

La méthode employée par Pätzold et son équipe vaut le coup d'être détaillée car c'est une belle prouesse. Afin de déterminer la présence ou l'absence de cavités dans le noyau de Chury, les chercheurs ont mesuré les variations du champ gravitationnel produit par la comète et qui agit sur la sonde Rosetta en lui induisant des variations d'accélération et donc de vitesse. Pour cette mesure, les chercheurs ont donc besoin de connaître avec une extrême précision comment bouge la sonde Rosetta autour de la comète.

Les différences de vitesse de la sonde peuvent être mesurées par l'effet Doppler apparaissant sur les ondes radio que la sonde envoie vers la Terre pour communiquer diverses données, cet effet qui décale les longueurs d'ondes en fonction de la vitesse de l'émetteur ou du récepteur. 

La station radio de New Norcia en Australie (ESA)

Les signaux radio de Rosetta (son instrument RSI) sont recueillis par l'antenne de 35 m de la station de New Norcia en Australie. C'est la première fois que cette méthode est utilisée sur une comète. Les variations de champ gravitationnel à mesurer étaient infimes et les chercheurs ont dû prendre en compte l'effet gravitationnel de nombreux corps du système solaire, même lointains, pour pouvoir isoler que la seule contribution de la comète elle-même. Parmi ces contributions parasites, on trouve bien sûr le Soleil et Jupiter, mais aussi toutes les autres planètes jusqu'aux planètes naines ainsi que les plus grands éléments de la ceinture d'astéroïdes.

Au delà de l'influence des corps du système solaire, d'autres effets comme la pression de radiation du vent solaire ou la pression provoquée par la queue de Chury sur Rosetta ont également dus être pris en considération. Cette dernière donnée ne pouvait être mesurée que in situ par la sonde elle-même, via son instrument dédié appelé ROSINA qui mesure les particules de gaz impactant la sonde. 

Pätzold et ses collaborateurs ont ainsi pu mesurer la masse totale de la comète Churyumov-Gerasimenko avec une très grande précision, ainsi que sa structure interne. Elle a une masse de 9,98 millions de tonnes, pour un volume de 18,7 km3. La densité moyenne de la comète vaut donc 0,533. 

Au départ de la mission, les chercheurs avaient calculé que Rosetta devait s'approcher à moins de 10 km de la surface de Chury pour pouvoir déterminer sa structure interne, ce qui représentait un vrai challenge surtout quand la comète serait active. Mais cette estimation avait été faite en imaginant un noyau cométaire quasi sphérique. La découverte, une fois Rosetta suffisamment rapprochée, que Chury était composée de deux lobes, facilita grandement la vie de cette belle expérience. En effet, de fortes variations de champ gravitationnel étaient déjà visibles dès une distance de 30 km, à cause de cette forme très particulière. Une fois Rosetta à 10 km de la comète, les données récoltées par l'équipe de Martin Pätzold étaient bien plus claires et nettes que ce qu'ils avait prévu depuis des années.

L'explication la plus probable à cette structure homogène mais de très faible densité est que cette porosité est une caractéristique intrinsèque au mélange glace/poussière. Des mesures antérieures sur d'autres comètes avaient montré que la poussière cométaire n'est pas sous forme solide compacte mais plutôt un agrégat "duveteux", qui lui donne une faible densité. Les instruments COSIMA et GIADA embarqués sur Rosetta ont d'ailleurs trouvé des grains de poussière provenant de Chury qui montrent ses mêmes caractéristiques.

Maintenant, les chercheurs allemands qui exploitent l'instrument RSI (Radio Science Experiment) à l'origine de ces mesures, espèrent pouvoir l'utiliser dans les tous derniers moments de Rosetta en Septembre prochain, lorsque celle-ci frôlera la surface de Chury à quelques mètres avant d'y être "déposée", pour explorer son intérieur avec encore plus de précision, durant un très court instant, le chant du Cygne pour Rosetta. 

Source : 

A homogeneous nucleus for comet 67P/Churyumov–Gerasimenko from its gravity field

M. Pätzold et al.

Nature 530, 63–65 (04 February 2016)

http:/dx.doi.org/10.1038/nature16535

"Meurtre au Gran Sasso" : Quand la science se fait polar...

"Meurtre au Gran Sasso" est mon second roman, qui prend la suite de "Soixante Nanosecondes", mon premier roman scientifique paru en 2013. Ce polar bourré de science prend place dans le monde de la recherche la plus actuelle sur la matière noire. On y retrouvera Cristina, l'héroine de Soixante Nanosecondes, qui va participer à une enquête au long cours pour élucider un meurtre mystérieux qui a eu lieu au sein de l'un des laboratoires les plus emblématiques de la physique des astroparticules, le Laboratoire Souterrain du Gran Sasso. Comme pour Soixante Nanoseconde, je vous offre ce roman en accès libre, téléchargeable gratuitement. A retrouver dès aujourd'hui sur cette page.

En voici le synopsis : 

"Un physicien, spécialiste de la recherche de la matière noire par l’utilisation de détecteurs ultra-sensibles au xénon, a été sauvagement assassiné au Laboratoire Souterrain du Gran Sasso. L’agent du FBI Tom Hooper au parcours atypique est dépêché sur place en Italie pour mener l’enquête qui s’annonce difficile. Mais Cristina Voldoni, jeune chercheuse intrépide, parvient à participer activement à l’enquête, pour essayer de trouver par des méthodes peu conventionnelles qui a tué son collègue et ami. L’enquête va mener Tom Hooper et Cristina Voldoni sur plusieurs continents, au cœur de la Bataille du Xénon."

Et pour vous mettre l'eau à la bouche un court extrait du premier chapitre : 

Bételgeuse était toujours là, rougeoyante et scintillante dans le froid de la nuit hivernale. Lever les yeux vers la constellation d'Orion était devenu comme un réflexe pour Cristina quand elle sortait du tunnel.

Plonger dans le noir de l'Univers était un refuge pour laisser son imagination divaguer avant de revenir à des problèmes plus terre-à-terre. Elle se disait qu'en explosant, cette étoile massive produirait ce xénon si précieux aujourd'hui.

"Ton xénon doit être ultra-pur si tu veux que ça marche...". Elle connaissait la rengaine de Matthew par cœur. La clé se trouvait évidemment là: purifier le xénon, ne rien laisser trainer dans le gaz d'autre que les atomes de xénon, les seuls utiles. Ce n'était pas une mince affaire, et Cristina avait accepté de prendre en charge cette tâche parfois un peu ingrate avec Matthew, John et Peter.

 Elle rentrait à L'Aquila une fois encore sans avoir réussi à remettre en route le purificateur isotopique. Le moteur de la voiture de service ronronnait tranquillement sur l'A24, elle venait de sortir du tunnel et des bribes de conversations lui revenaient par flashs, perturbant à peine sa concentration. "Le xénon liquide ne doit contenir aucun élément radioactif, aucun...", une évidence lorsque l'on cherche à utiliser du xénon pour détecter le même genre de signal que celui qui est produit par une désintégration radioactive.  Elle était fatiguée après avoir passé plus de quatorze heures d'affilée dans la "grotte". Demain serait un autre jour, un autre jour perdu pour la manip si on ne parvenait pas à remettre en route ce foutu purificateur isotopique.

Cette course contre la montre que les chercheurs s'imposaient à eux-mêmes plongeait Cristina par moments dans un état anxieux, mais elle parvenait toujours à s'élever au-dessus de ses tourments. Elle avait déjà derrière elle une bonne expérience de la recherche en physique des particules, et elle savait pertinemment comment tout ça fonctionnait. Comme deux expériences utilisaient exactement les mêmes protocoles et les mêmes outils, il fallait être meilleurs que les autres, trouver des astuces que les autres n'avaient pas encore trouvées, pour espérer avoir de meilleurs résultats avant eux. C'était une lutte sérieuse tout en restant courtoise, le petit jeu de la recherche de la matière noire.

Elle arrivait à Assergi, qui surplombait légèrement la sortie d'autoroute sur la droite. "N'oublie pas le radon...". Les mots de Matthew résonnaient dans sa tête. Le radon, un autre gaz, et sans doute le pire de tous. Le radon était l'ennemi numéro un, un gaz naturellement radioactif, qui était produit par les parois rocheuses du laboratoire comme dans toutes les montagnes du monde, un gaz qui s'insinuait partout, comme dans les bonbonnes de xénon fraîchement ouvertes. Il fallait se battre contre le radon, c'était une chasse, une guerre. Le piéger, par tous les moyens, soit à la source, soit à l'arrivée. S'en débarrasser une bonne fois pour toutes n'était qu'une utopie, il revenait tout le temps, il était là, on le respirait, on l'exhalait, il s'insinuait dans sa lourdeur exceptionnelle.

Cristina se gara sur le parking qui jouxtait le bâtiment des bureaux de l'Institut. Les lampadaires faisaient des ombres très courtes, laissant entrevoir le premier quartier de Lune derrière l'immeuble gris. Il n'y avait plus personne à cette heure-ci. John avait quitté la grotte une heure avant elle en compagnie de Peter, son acolyte et son double. Matthew devait les avoir précédés. Ils devaient déjà tous être rentrés à l'appartement. Ils ne traînaient jamais tard le soir. Il n'y avait pas grand-chose à faire à l'Aquila le soir en hiver de toute façon, contrairement aux mois d'été où les rues étaient animées jusque très tard. Les saisons à l'Aquila étaient très différentes. Cristina profitait toujours de l'hiver pour travailler tard dans la grotte. Elle aimait être saisie par le froid qui régnait dehors après avoir passé plusieurs heures dans l'atmosphère à la température toujours identique du laboratoire, vingt et un degrés. 

Rayons gamma en excès au centre de la Galaxie : la solution pulsars semble se confirmer.

L’excès de rayons gamma de haute énergie en provenance du centre galactique provient probablement de pulsars millisecondes et non de l’annihilation de matière noire comme on pouvait le croire. C’est la conclusion de deux nouvelles analyses par deux équipes indépendantes publiées aujourd’hui dans le même numéro de la revue Physical Review Letters.

Carte du ciel gamma produite par Fermi-LAT et résultats des deux analyses statistiques sur les sources du centre galactique.
(Université d'Amsterdam)

C’est en 2009 que fut observé par le satellite Fermi-LAT un excès de photons gamma d’environ 2 GeV dans la direction du centre de la Galaxie. Ce signal inattendu a depuis été la source de nombreuses spéculations et hypothèses, les deux restantes en lice étant des rayons gammas, produits directs ou indirects de l’annihilation de particules massives de matière noire, ou bien des rayons gamma produits par des étoiles à neutrons en rotation rapide (des pulsars millisecondes). D’autres hypothèses faisaient jouer un rôle au trou noir supermassif Sgr A* ou bien à une zone de formation d’étoiles dans les nuages moléculaires du centre galactique.

Mais ce que montrent ces deux nouvelles analyses, la première dirigée par Christoph Weniger (Université d’Amsterdam) et la seconde par Samuel Lee (Princeton) c'est que l'émission gamma observée proviendrait de sources ponctuelles, non résolues, certes, mais bien ponctuelles. Or, si les rayons gamma étaient issus d'annihilations de particules de matière noire, ils devraient provenir d'une vaste région et apparaître sous une forme diffuse, représentative de la distribution de la matière noire.

Localisation des sources gamma ponctuelles dans l'étude de Bartels et al.
(Phys Rev Lett. 116, (2016))

Ces très forts indices de sources ponctuelles laissent penser que les meilleurs candidats pour les expliquer sont des objets astrophysique, et notamment des pulsars millisecondes. Samuel Lee estime leur nombre à au moins 400.

Les pulsars millisecondes sont des résidus d'étoiles ayant explosé il y plusieurs milliards d'années, il s'agit d'étoiles à neutron qui tournent sur elles-mêmes de l'ordre de 1000 fois par seconde, ayant une masse d'environ 1,5 masses solaires pour un rayon de quelques kilomètres seulement. Les pulsars millisecondes sont parmi les objets les plus extrêmes de la Galaxie. Ils émettent essentiellement des ondes radio de manière périodique liée à la période de leur rotation, Mais de nombreux pulsars produisent également des rayons gamma dans leur environnement proche via les interactions de particules chargées qui'ils induisent par leur champs magnétiques extrêmes. 

Il se pourrait ainsi que quelques milliers de pulsars millisecondes se cachent au cœur de la Voie Lactée, jusqu'alors non détectés par nos instruments non suffisamment sensibles pour les résoudre.

Dans leurs analyses respectives, les deux équipes ont utilisé des techniques statistiques différentes et parviennent à la même conclusion, ce qui rend le résultat d'autant plus robuste.

Des futurs radiotélescopes performants comme le Square Kilometer Array seront à même de détecter dans la décennie qui vient si des milliers de pulsars sont bien présents au centre de la Galaxie. Si c'est le cas, cela nous fournira un éclairage important sur l'histoire de la Voie Lactée et contraindra très fortement les modèles de matière noire. Dans le cas contraire, il faudra imaginer l'existence d'autres sources astrophysiques produisant des rayons gamma... à moins que la matière noire soit quand-même bien là mais se comporte bizarrement pour s'annihiler, en s'agglutinant dans des objets compacts... On ne peut encore rien exclure complètement.

Sources : 

Richard Bartels et al.

Strong support for the millisecond pulsar origin of the Galactic center GeV excess

Phys. Rev. Lett. 116, 051102 (February 4, 2016)

http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.116.051102

Samuel K. Lee et al.

Evidence for Unresolved Gamma-Ray Point Sources in the Inner Galaxy’

Phys. Rev. Lett. 116, 051103 (February 4, 2016)

http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.116.051103

Les Anneaux de Saturne nous cachent encore beaucoup de choses

Alors que les anneaux sont une caractéristique partagée par toutes les planètes géantes gazeuses de notre système solaire, ceux de Saturne sont de très loin les plus majestueux, par leur taille et leur complexité.

Lorsque Galilée les a découverts pour la première fois en 1610 avec sa lunette, il voyait des protubérances de part et d’autre de Saturne et avait pensé qu’il s’agissait soit d’ «étoiles » supplémentaires ou soit d’une structure solide attachée à la planète formant comme des sortes de poignées. Il fallut attendre 1659 pour que Christiaan Huygens détermine que les protubérances observées étaient en fait un anneau entourant Saturne. Enfin, Giovanni Cassini parvint à observer une structure interne dans cet anneau en 1675, donnant son nom à la division séparant l’anneau en deux sections.

L'anneau B de Saturne apparaît ici presque noir dans cette image
de Cassini  prise du côté non éclairé du plan des anneaux
(NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Galilée, Huygens et Cassini pensaient tous que l’anneau de Saturne était un objet solide. On doit à l’astronome français Jean Chapelain en 1660 l’idée selon laquelle l’anneau pourrait être non pas fait d’un seul tenant mais être constitué d’une multitude de petites particules.

Cette idée visionnaire a pu être confirmé théoriquement seulement deux siècles plus tard en 1859, par le grand physicien James Clerk Maxwell, le père de l’électromagnétisme, dans son fameux traité On the Stability of the Motion of Saturn's Rings où il calculait qu’un anneau solide rigide de cette taille ne pouvait pas rester stable dynamiquement du fait des forces de gravité : il devait être constitué de particules indépendantes, liquides ou solides.

Depuis Maxwell, Saturne a été la cible des meilleurs télescopes terrestres et spatiaux, y compris Hubble. Mais elle a surtout été l’objet de visites de sondes spatiales, soit des sondes de passage comme Pioneer 11, ou les deux Voyager, soit avec une mise en orbite comme la sonde Cassini qui débute sa douzième année en orbite Saturnienne.

Les anneaux de Saturne ont été observés minutieusement et de plus en plus finement grâce à ces missions. Cassini nous a permis d’en apprendre beaucoup plus en l’espace d’une décennie que tout ce qu’on avait appris depuis Galilée…

L’anneau de Saturne se divise en bien plus que deux sections, on en compte aujourd’hui 7. Ces anneaux sont répertoriés par une lettre et sont séparés par un petit espace quasi vide qu’on appelle une division, la plus connue étant celle séparant l’anneau A et l’anneau B, découverte par Giovanni Cassini. Du plus proche de Saturne vers le plus éloigné, nous avons ainsi les anneaux D, C, B, A, F, G et E. En 2009, le télescope infra-rouge Spitzer a également découvert un gigantesque anneau de matière (poussière) très épais, visible qu’en infra-rouge et située entre 6 et 18 millions de kilomètres de la planète, sans commune mesure en taille avec les anneaux de glace.

Les anneaux de Saturne sont en effet composés de blocs de glace allant du micromètre à la dizaine de mètres. Ils s’étendent jusqu’à 464 000 km au-dessus de la surface la planète, et leur épaisseur est extrêmement fine : environ 10 m seulement !...

L’un des anneaux, l’anneau B, apparaît visuellement différent des autres anneaux. Il est plus sombre, plus opaque d’un facteur 10. Cette opacité est mesurée d’une part en mesurant la réflectivité, et aussi en transmission, en observant des étoiles à travers l’anneau. Pour expliquer ce phénomène, la première idée intuitive était de dire que l’anneau B est beaucoup plus massif ou plus dense que les autres.

Mais il se trouve que cette solution ne tient plus. Une mesure vient en effet pour la première fois d’évaluer directement la densité de surface de l’anneau B. La valeur obtenue est certes plus élevée que celle de l’anneau A, mais seulement d’un facteur 2 à 3, ce qui est tout à fait insuffisant pour expliquer cette grosse différence d’opacité d'un facteur 10.

Matthew Hedman (Université de l’Idaho) et Phil Nicholson (Cornell University) ont utilisé les données de Cassini pour étudier les ondes de densité parcourant l’anneau B, qui sont produites par les interactions gravitationnelles des satellites proches.

Structure des anneaux de Saturne (mosaique produite par la sonde Cassini), l'anneau B apparaît le plus clair ici en réflection (cliquez pour agrandir) (NASA/JPL-Caltech)

La mesure de l’évolution de ces ondes de densité permet de remonter à la valeur de la densité de surface de l'anneau. Les chercheurs montrent ainsi que la distribution de masse reste relativement constante malgré le changement important d’opacité entre l'anneau A et l'anneau B. L’opacité observée sur l’anneau B ne peut pas être attribuée entièrement à la masse impliquée, même si l’anneau B, de 25500 km de large, est sans doute le plus massif de tous les anneaux de Saturne. Hedman et Nicholson évoquent la possibilité, du coup, que la différence d’opacité soit due à une différence dans la taille ou dans la densité des grains, ou encore à une différence dans la structure même de l’anneau. Mais la question reste ouverte.

Le fait que l’anneau B soit finalement moins massif que ce que l’on supposait auparavant, indique qu’il pourrait être plus jeune que prévu. Un anneau léger doit en effet évoluer, et donc s’assombrir via une pollution de poussière d’impacts météoritiques, plus vite qu’un anneau plus dense.

Il reste environ deux ans à la sonde Cassini dans la phase finale de sa mission pour continuer son exploration des anneaux de Saturne. Elle pourrait même les traverser en 2017, de quoi améliorer encore bien d’avantage nos connaissances. Cassini avait déjà permis d’évaluer la masse totale de Saturne et ses anneaux par des mesures de champ gravitationnel. Elle devrait répéter cette mesure en 2017, cette fois pour Saturne seule en se faufilant entre la haute atmosphère Saturnienne et l’anneau D. La différence des deux mesures devrait enfin donner la masse totale des anneaux, une donnée cruciale pour les planétologues.

En mesurant pour la première fois directement la densité de l’anneau B, cette étude fait une grande avancée dans la compréhension de l’âge et de l’origine de la plus belle structure du système solaire.

Source :

The B-ring’s surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?

M.M. Hedman, P.D. Nicholson

Icarus, sous presse, (22 January 2016)

http://dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2016.01.007

La plus grosse planète rocheuse découverte : 16 fois la masse de la Terre

Les planètes de notre système solaire peuvent être divisées en deux groupes distincts : les 4 petites rocheuses et les 4 grosses gazeuses. Malgré la très grande variété de systèmes stellaires découverts depuis quelques années, cette distinction en deux groupes : des petites planètes de type rocheuses et des grosses de type gazeuses, semble universelle, avec une limite entre les deux groupes située à une taille (rayon) de 1,6 fois celui de la Terre. 

Mais à toute règle il faut une exception. Et cette exception vient d'être découverte. On peut qualifier cette trouvaille de plus gros caillou jamais observé, car il s'agit d'une planète entièrement rocheuse, mais plus de deux fois plus grosse que la Terre (en diamètre).

L'étoile BD+20594 (au centre) observée par Kepler (N. Espinoza et al.)

Cette planète du nom de BD+20594b, a été trouvée par l'astronome Chilien Nestor Espinoza et son équipe grâce au télescope Kepler par la méthode du transit (la planète obscurcit très légèrement son étoile en passant devant, de manière périodique). Son diamètre mesuré vaut 2,2 fois celui de la Terre. C'est entre février et avril 2015 que Kepler a observé deux transits identiques à 42 jours d'intervalle sur l'étoile BD+20594, une étoile très semblable au Soleil.

Les auteurs estiment que les transits observés sont bien dus à une planète, avec une probabilité de 99,7%. La masse de la planète a ensuite été mesurée grâce à l'instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé sur le télescope de 3,6 m à l'observatoire de La Silla au Chili , qui mesure le minuscule effet Doppler provoqué par le mouvement que la planète impose à son étoile par effet gravitationnel (une variation de vitesse de 3,1 m/s seulement!)

Connaissant sa taille, les astronomes, sur la base de planètes semblables, s'attendaient à trouver une masse d'environ 7 fois la masse de la Terre. Mais HARPS fut formel, la masse de BD+20594b est de 16,3 masses terrestres. Connaissant sa taille et sa masse, le calcul de sa densité est immédiat et conduit à une valeur de 7,89, soit bien plus que la densité de la Terre (5,5), et dans tous les cas bien différente de celle d'une planète gazeuse. Les chercheurs estiment que l'on est en présence d'une planète également différente de la Terre car ne possédant probablement pas deux couches (un cœur de fer entouré par un manteau de roches MgSiO3). BD+20594b aurait les caractéristiques d'une planète entièrement rocheuse. Une autre exoplanète montrait des caractéristiques proches mais avec une masse un peu plus faible: Kepler-10c. Ces deux planètes ont un point commun qui est leur période orbitale très courte, ce qui peut être un indice sur leur nature d'exception.

Les auteurs prédisent que BD+20594b sera un très bon laboratoire pour tester les modèles de formation planétaire, notamment celle des planètes rocheuses. Elle est pour le moment le plus gros caillou que l'on connaisse dans l'Univers...

Source : 

A NEPTUNE-SIZED EXOPLANET CONSISTENT WITH A PURE ROCK COMPOSITION

N. Espinoza et al.

soumis à The Astrophysical Journal

http://arxiv.org/pdf/1601.07608v1.pdf