22/03/16

Les tous premiers instants d'une supernova observés en direct

Le flash de lumière produit par l’onde de choc d’une étoile en train d’exploser a été observé en direct pour la première fois. On doit cette prouesse au télescope chasseur d’exoplanètes Kepler.



Illustration du flash de l'éclatement de choc de KSN 2011d
(NASA Ames, STScI/G. Bacon)
Ce flash intense précédent tout juste l’explosion d’une supernova de type II (une supernova par effondrement de cœur) est appelé par les astrophysiciens l’ « éclatement de choc » (shock breakout).
L’équipe de Peter Garnavich, professeur à l’Université de Notre Dame (Indiana), a analysé des images enregistrées par le télescope Kepler toutes les 30 minutes durant une période de 3 ans sur une vaste population de plus de 500 galaxies, à la recherche de supernovas.
Et dans les données de 2011 de Kepler, ils ont réussi à en trouver 2 par cette méthode où la patience est de mise. Ces deux étoiles étaient toutes les deux des étoiles supergéantes rouges. La première, KSN 2011a, située dans une galaxie à 700 millions d’années-lumière et 280 fois plus grande que le soleil, et la seconde, nommée KSN 2011d, était située à 1,2 milliards d’années-lumière avec une taille dépassant 490 fois celle du soleil. La taille des étoiles initiales est déduite grâce aux valeurs du maximum de luminosité des supernovas et du temps de montée de la luminosité jusqu’au maximum, dans la courbe traçant la luminosité de la supernova en fonction du temps.

Comparaison des courbes de luminosité observée et simulée pour KSN 2011d.
 Le flash d'éclatement de choc se situe au temps 0. (P. Garnavitch et al.)
Les chercheurs américains et australiens du programme Kepler Extragalactic Survey (KEGS) ont réussi à observer pour l’une d’entre elles le tout début de l’explosion : l’instant où l’onde de choc qui se propage à l’intérieur de l’enveloppe de l’étoile atteint sa surface, ce qui produit cet intense flash de lumière. Ce processus d’ « éclatement de choc » ne dure qu’à peine 20 minutes; la capture de cet instant fugace représente une mine d’or pour les astrophysiciens. Le flash de luminosité dû à l’éclatement de choc, qui est observé ici pour la première fois, atteint près de 12% de l’intensité maximale du pic de lumière de la supernova et est en parfait accord avec les simulations antérieures.
Peter Garnavich le dit lui-même : « Pour parvenir à observer un phénomène qui se déroule sur une échelle de l’ordre de quelques minutes comme l’éclatement de choc, il faut observer le ciel presque en continu. On ne sait pas à l’avance quand une supernova va apparaître, et le suivi du télescope Kepler nous a permis d’être les témoins du début de l’explosion. ». 
Les deux supernovas observées correspondent bien globalement aux modèles de supernova de type II, renforçant  la théorie sous-jacente. Mais elles montrent aussi l’existence d’une variabilité insoupçonnée pour certains détails. Alors que les deux explosions ont généré une quantité d’énergie similaire (2. 1051 erg), la plus petite des deux supergéantes, KSN 2011a, n’a pas montré ce fameux flash d’éclatement de choc. Les astrophysiciens pensent que ce pourrait être dû au fait que KSN 2011a aurait pu être entourée de gaz pouvant masquer l’onde de choc quand celle-ci a atteint la surface de l’étoile, d’autant plus que sa courbe de luminosité a augmenté plus vite que ce qui est prédit par le modèle ce qui peut être très bien expliqué par la présence de matière circumstellaire rejetée antérieurement par l’étoile supergéante.


L’équipe de Peter Garnavitch a presque terminé de fouiller dans les données de Kepler antérieures à 2013 (et son avarie de roue gyroscopique qui a bouleversé sa mission initiale). Mais la même équipe a déjà commencé à explorer les données archivées de la mission K2 (Kepler 2) à la recherche de l’apparition de nouvelles supernovas et surtout de nouveaux flashs d’éclatements de chocs.


Source :

Shock breakout and early light curves of type II-p supernovae observed with Kepler
P. M. Garnavich et al.
The Astrophysical Journal, Volume 820, Number 1 (14 March 2016)

19/03/16

L'apparition de la vie dépend de l'existence d'un champ magnétique protecteur

Pour être habitable, une planète a besoin de chaleur, d'eau liquide, d'une surface rocheuse, d'une atmosphère accueillante et... d'être bien protégée des éruptions de son étoile. Une étude venant de paraître montre que la présence d'un champ magnétique protecteur joue un rôle clé dans le développement de la vie.



Vue d'artiste du champ magnétique protecteur de la Terre (CfA)
La vie est apparue sur la Terre il y a environ 4 milliards d'années, quand le Soleil n'avait que 600 millions d'années. A ce jeune âge, le Soleil ne ressemblait pas à l'étoile relativement calme que nous connaissons aujourd'hui. De nombreuses étoiles du type du Soleil sont connues à différents âges. Le meilleur spécimen permettant d'étudier ce qu'était le Soleil à l'âge de 600 millions d'années, au moment de l'apparition de la vie, est une étoile nommée Kappa Ceti, une étoile de 1,02 masses solaires qui se trouve dans la constellation de la Baleine, à 30 années-lumière. Jose-Dias do Nascimento (Harvard Smithonian Center for Astrophysics) et ses collaborateurs ont observé Kappa Ceti et ont déterminé son âge à une valeur située entre 400 et 600 millions d'années. Ils montrent surtout à quel point K Ceti est active magnétiquement : ils ont mesuré les champs magnétiques à sa surface pour en déduire les vents stellaires associés. 
La valeur moyenne du champ magnétique de l'étoile est de 24 Gauss, avec une valeur maximale montant à 61 Gauss. Les étoiles jeunes exhibent un champ magnétique de surface plus important à cause de leur rotation plus rapide (effet dynamo).

K Ceti produit donc un vent stellaire puissant, de l'ordre de 50 plus intense que celui de notre Soleil actuel. Ce vent stellaire, composé majoritairement de protons et d'électrons, est à même de balayer la moindre atmosphère d'une planète en orbite dans la zone théoriquement habitable si cette dernière n'est pas muni elle-même d'un champ magnétique qui dévie les particules chargées.
C'est très probablement ce qui est arrivé à la planète Mars dans notre système solaire, elle qui n'a pas de champ magnétique global, a contrario de la Terre.
Modélisation des lignes de champ magnétique de
K Ceti générant un vent solaire 50 fois plus intense
que celui du Soleil (J-D Nascimento et al./CfA)

Jose-Dias do Nascimento et son équipe ont modélisé quel aurait été l'impact des vents stellaires de K Ceti sur la Terre telle qu'elle était il y a 4 milliards d'années quand les premières formes de vie apparaissaient. Le champ magnétique terrestre était alors légèrement plus faible que ce qu'il est aujourd'hui. Ils montrent que la magnétosphère de la Terre, sa zone de protection magnétique, aurait résisté aux assauts répétés des éruptions du jeune Soleil, mais elle aurait été tout de même réduite d'environ la moitié de sa taille actuelle par les flux intenses de particules chargées. La jeune Terre n'avait donc pas autant de protection qu'aujourd'hui, mais tout de même suffisamment pour protéger son atmosphère et les molécules complexes qui y étaient en cours d'assemblage.

Les astronomes doivent maintenant déterminer quelle est la fréquence d'apparition sur Kappa Ceti de "superéruptions" localisées, qui pourraient libérer jusqu'à 100 millions de fois plus d'énergie que les éruptions les plus fortes du Soleil actuel... et potentiellement dépouiller complètement l'atmosphère d'une planète même munie d'une belle magnétosphère, histoire de savoir combien notre Soleil a pu en produire dans sa tendre enfance...

Pour finir, ce que nous rappelle cette étude, c'est que se trouver en "zone habitable" autour d'une étoile ne suffit absolument pas pour que la vie puisse se développer. Il faut aussi nécessairement que la planète possède une magnétosphère protectrice puissante (donc un champ magnétique interne), pour que son atmosphère puisse résister aux éruptions de son étoile. La Terre avait cette chance.

Source : 

Magnetic field and wind of Kappa Ceti : Toward the planetary habitability of the young Sun when life arose on Earth
J.-D. do Nascimento et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 820, Number 1

17/03/16

Sgr A* à l'origine de l'accélération des rayons cosmiques galactiques ?

Les rayons cosmiques "galactiques", provenant de notre galaxie, peuvent atteindre des énergies de l'ordre de quelques Peta-electronvolts (1015 eV). Ces particules ne sont pas nées avec cette énergie colossale, elles ont subi un mécanisme d'accélération. Un ou des grands accélérateurs existent donc quelque part dans notre Galaxie... mais leur nature est encore controversée.


Un des télescopes Cherenkov de HESS
(HESS Collaboration)

Les chercheurs de la collaboration HESS (High Energy Stereoscopic System) qui recherchent des rayons cosmiques ultra-énergétiques en observant les traces qu'ils laissent dans l'atmosphère terrestre, viennent de publier une étude dans la revue Nature, dans laquelle ils montrent la présence de protons ultra-énergétiques en provenance directe du noyau de notre Galaxie, avec une énergie de l'ordre du PeV. Ils en déduisent, après avoir éliminé toutes les autres sources possibles, que ces particules seraient produites par le trou noir supermassif Sgr A* qui se trouve au centre de la Galaxie.

Les astrophysiciens des particules de HESS se sont intéressés à la partie centrale de la Voie Lactée, qu'on appelle la "zone moléculaire centrale", une région qui entoure le centre galactique sur quelques centaines d'années-lumière et qui contient de grandes quantités de gaz moléculaire (de l'hydrogène). 
La cartographie des rayons gamma de très haute énergie (supérieure à 1013 eV) qu'ils ont produite pour cette région de la galaxie à partir de données accumulées durant 10 ans, indique l'existence d'une forte corrélation entre la luminosité et la position de complexes denses de gaz. Cette information mène  les chercheurs sur la piste d'une source hadronique pour ces rayons gamma : ils seraient produits par des interactions de protons de très haute énergie avec le gaz environnant.
L'autre possibilité aurait été le mécanisme de la diffusion Compton inverse, où des photons sont impactés par des électrons ultra-énergétiques qui leur transfèrent une grande partie de leur énergie, mais cette solution s'avère impossible car des électrons de ce type auraient perdu trop d'énergie au sein du gaz et n'auraient pas pu atteindre toute la zone moléculaire centrale où sont observés les rayons gamma. L'origine hadronique (des protons) semble donc la plus robuste.
La position et l'historique d'injection de particules du grand accélérateur qui est à l'origine de ces rayons cosmiques ultra-relativistes déterminent la distribution spatiale des protons, qui à leur tour, avec la distribution spatiale de la zone gazeuse, façonnent la morphologie de la zone moléculaire centrale telle qu'elle est vue en rayons gamma par HESS.


Les protons ultra-relativistes ne produisent pas seulement des photons gamma de haute énergie au cours de leurs interactions, ils produisent également des neutrinos et des électrons, via la production et la désintégration consécutive de mésons π0, π+ et π− . Les particules secondaires (photons gamma, électrons et neutrinos), emportent environ 10% de l'énergie initiale des protons. Les photons gamma de plusieurs TeV détectés par les télescopes Cherenkov de HESS fournissent à eux seuls, grâce aux propriétés morphologiques des sources et à leurs propriétés spectrales, une très bonne idée des sites d’accélération et permettent d'étudier la propagation des protons accélérés jusque 1 PeV.

Les astrophysiciens en concluent à la nécessaire présence d'un ou de plusieurs grands accélérateurs, qu'ils nomment "PeVatron" et qu'ils cherchent à identifier en éliminant les différentes solutions possibles. Parmi celles-ci on trouve des résidus de supernovas, notamment lorsque ces explosions d'étoiles sont entourées initialement d'une coquille de gaz. On trouve également des amas d'étoiles expulsant des vents de particules particulièrement intenses, ainsi que des structures appelées "filaments radio" qui sont des zones du centre galactique à forte émission radio, associée à l'existence de flux intenses de particules chargées énergétiques. Mais finalement, la seule solution qui résiste à l'analyse est, selon les chercheurs de HESS, une origine liée au trou noir supermassif Sgr A*.
Les protons pourraient être accélérés dans la zone d'accrétion, au plus près du trou noir. Les chercheurs relèvent que le taux d’accélération nécessaire pour produire les protons observés indirectement est environ 100 à 1000 fois plus élevé que ce qui est déduit aujourd'hui des observations de Sgr A*. L'énergie nécessaire représenterait environ 1% de l'énergie produite aujourd'hui par le phénomène d'accrétion de matière autour du trou noir.
Etant donné que le taux d'accrétion actuel de SgrA* est faible et qu'il a très probablement été plus important dans le passé, les chercheurs de la collaboration HESS spéculent qu'un taux d'accrétion plus élevé dans le passé a pu produire plus de protons ultra énergétiques. Ils font le calcul qu'avec un taux d'accélération 100 fois plus élevé que la valeur actuelle durant les 10 derniers millions d'années, on parvient a expliquer complètement la quantité de rayons cosmiques observés aujourd'hui aux environs de 1 PeV.

Si cette explication s'avère correcte, la longue controverse sur l'origine des rayons cosmiques galactiques pourrait enfin arriver à son terme.


Source :

Acceleration of petaelectronvolt protons in the Galactic Centre
HESS Collaboration

Nature online (16 March 2016
http://dx.doi.org/10.1038/nature17147

13/03/16

Devenez chercheurs de rayons cosmiques avec votre smartphone

Ce qu'on appelle les rayons cosmiques sont des particules émises par des objets astrophysiques le plus souvent violents, comme des noyaux de galaxies actives, des pulsars, ou des résidus de supernovas. Des rayons cosmiques arrivent sur Terre constamment. Aujourd'hui, une équipe de recherche américaine propose à tous les possesseurs de smartphone de participer à leur détection grâce au capteur de leur appareil photo qui est sensible à leurs rayonnements secondaires.



Vue artistique de gerbes de rayons cosmiques ultra-énergétiques
(ASPERA/Novapix/L. Bret)
L'énergie des rayons cosmiques, qui sont constitués de photons énergétiques ainsi que d'électrons, de positrons, de protons et de petits noyaux d'atomes (jusqu'au fer), s'étale sur une très grande plage : depuis quelques MeV jusqu'au record de 3.1020 eV (300 milliards de GeV, ou 300 Etaelectronvolt), avec un pic à quelques GeV. Les rayons cosmiques de plus faible énergie sont estimés provenir de notre galaxie, tandis que les plus énergétiques devraient venir de très lointaines galaxies. Ils donnent aux astrophysiciens un autre messager que la lumière pour explorer l'Univers, notamment pour ce qui concerne les processus dits "non-thermiques" comme les phénomènes d’accélérations de particules impliquant des champs magnétiques ou électriques.

Lorsqu'ils atteignent la haute atmosphère terrestre, les rayons cosmiques produisent des réactions avec les atomes d'azote et d'oxygène de l'air. Ces réactions produisent de très nombreuses particules secondaires, qui forment ce qu'on appelle de grandes gerbes de particules chargées secondaires. Ces gerbes de particules peuvent se déployer sur plusieurs dizaines de kilomètres carré à partir d'une seule particule incidente au sommet de l'atmosphère. Comme la plupart des particules chargées secondaires légères ont une vitesse plus rapide que la vitesse de la lumière dans l'air, elle rayonnent de la lumière Cherenkov durant leur traversée de l'atmosphère qui peut être observée par des télescopes spécialisés (on peut citer les observatoires HESS ou Magic). Une variante utilise de l'eau comme milieu de détection de la lumière Cherenkov, en disposant des centaines de cuves instrumentées sur une très grande surfae au sol, comme les observatoire Pierre Auger en Argentine ou HAWC au Mexique. L'autre possibilité est bien sûr d'aller détecter directement les particules primaires dans l'espace avant qu'elles n'atteignent l'atmosphère, c'est ce que font par exemple les détecteurs AMS-02 sur l'ISS (électrons, positrons et particules chargées) ou le satellite Fermi (rayons gamma de haute énergie).


Image composite des pixels activés collectés
sur des téléphones exposés à un faisceau de
muons. Les traces rectilignes visibles
sont des muons traversant plusieurs pixels
(D. Whiteson et al.).
Les rayons cosmiques les plus intéressant sont sans nul doute ceux qui ont les énergies les plus énormes, au-dessus de 100 TeV (100 000 GeV). Mais ce sont aussi ceux qui sont les moins nombreux (le flux des rayons cosmiques est proportionnel à leur énergie avec une fonction de puissance, qui décroit très vite). 
Pour pallier cette difficulté, les astrophysiciens des particules ont deux choix possibles : attendre très longtemps avec un détecteur d'une surface donnée, ou bien augmenter énormément la surface de collecte de leurs détecteurs. Mais les plus vastes observatoires comme l'observatoire Pierre Auger dans la Pampa argentine, arrivent à leur limite en termes de surface occupée et coût associé. Des solutions innovantes doivent donc être recherchées.

L'équipe de physiciens menée par Daniel Whiteson de l'Université de Californie à Irvine a peut-être trouvé une telle solution. Ils publient une étude dans la revue Astroparticle Physics, qui montre que de simples smartphones de type Galaxy SIII ou iPhone6 grâce à leur capteur CMOS d'appareil photo, sont capables de détecter des rayons cosmiques secondaires (des muons et des rayons gamma), et pourraient tout à fait, grâce au nombre considérable d'utilisateurs répartis un peu partout sur tous les continents, de former ensemble un très grand détecteur de rayons cosmiques et permettre d'atteindre des performances de détection supérieures au meilleurs observatoires existants. Les chercheurs calculent qu'il faudrait que seulement 1% des possesseurs de smartphone participent à la collecte de données durant quelques heures par jour pour arriver à ces performances.
L'idée est d'utiliser l'appareil photo du téléphone. Les chercheurs ont testé plusieurs configurations et plusieurs modèles en les irradiant avec un faisceau de muons et des sources de rayons gamma, et montrent comment des pixels sont activés efficacement et permettent d'identifier le passage d'un muon ou d'un photon gamma.
Daniel Whiteson et son équipe ont conçu une application sur Android et iOS qui permettra à tous ceux qui souhaitent apporter leur petite contribution à la science de transformer le téléphone qui est dans leur poche en maillon de ce grand détecteur de rayons cosmiques mondial qui est désormais nommé CRAYFIS (Cosmic Ray Found in Smartphones).
Lorsqu'il sera inactif, le téléphone interrogera l'appareil photo à la recherche de pixels activés au delà d'un certain seuil par le passage d'un muon énergétique. Seules les données de ces quelques pixels seront enregistrées, avec la position du téléphone (localisation et altitude) et l'heure de l'événement. Ces données seront ensuite transmises vers un serveur centralisé dès que le smartphone se trouvera connecté en wi-fi.
Le grand nombre potentiel de smartphones disponibles compense la taille réduite du capteur CMOS de chaque unité. Un tel réseau pourrait permettre de bâtir un télescope géant surpassant les meilleurs observatoires Cherenkov, car pouvant explorer des énergies de rayons cosmiques plus élevées. 


Le projet CRAYFIS est intéressant non seulement par son côté innovant, mais aussi par la démarche qu'il propose, où tout un chacun a un rôle à jouer et participe à son niveau à une démarche de science citoyenne. La seule contrainte est peut-être celle d'accepter d'être géolocalisé, quant aux données transmises, elles ne concernent que quelques pixels...

Pour en savoir plus sur CRAYFIS et aider concrètement les chercheurs, rendez-vous ici : http://crayfis.io/about


Source : 

Searching for ultra-high energy cosmic rays with smartphones
Daniel Whiteson et al.
Astroparticle Physics Volume 79, June 2016, Pages 1–9

11/03/16

A la recherche du méthane de Mars

Lundi prochain 14 mars va s'envoler vers Mars depuis Baïkonour une sonde européenne nommée TGO, à la recherche de traces de vie. Trace Gas Orbiter va partir à la recherche de traces de méthane.



L’atterrisseur Schiaparelli se détachant de TGO (ESA/ATG Medialab)
Sur Terre, la méthane est produit essentiellement par des bactéries, et pas uniquement dans l'intestin des vaches. La détection de méthane dans la fine atmosphère de Mars serait une preuve indirecte de l'existence passée (ou présente) de micro-organismes. TGO vérifiera non seulement la présence de méthane mais il permettra aussi de déterminer ses sources, ses zones d'absorption et ses variations saisonnières. TGO est munie de spectromètres du dernier cri offrant la meilleure sensibilité pour la détection du méthane, mais aussi d'autres gaz.
TGO arrivera en orbite martienne en octobre, après 7 mois de voyage. Et TGO emporte avec elle une surprise : un petit atterrisseur nommé Schiaparelli (du nom du célèbre astronome italien du XIXème grand observateur de Mars), qui devrait être largué le 19 octobre pour atterrir 6 minutes plus tard dans le Meridiani Planum à l'aide de son parachute et de rétrofusées. Schiaparelli n'est prévu que pour une mission d'ordre météorologique de courte durée (quelques jours) et doit surtout ouvrir la voie au futur rover européen prévu pour 2018. En effet, Schiaparelli va tester plusieurs technologies prévues pour ExoMars, notamment son parachute et un radar altimétrique.  

C'est une autre sonde européenne, Mars Express, qui a la première détecté la présence de méthane sur Mars en 2004 avec des concentrations de l'ordre de 10 parties par milliard (ppb). Puis d'autres mesures à partir de télescopes terrestres ont confirmé cette détection peu de temps après. Mais comme la lumière UV détruit facilement les molécules de CH4 en quelques centaines d'années, les chercheurs en ont déduit que la source de méthane devait être récente. De plus, la forme des émanations laissait supposer qu'elles provenaient de bouffées concentrées et relativement insensibles aux vents qui devraient les disperser en quelques jours sur de grandes surfaces.
Mais le méthane peut aussi avoir d'autres origines que des organismes vivants, comme des réactions chimiques entre certaines roches et de l'eau, ou la dégradation de molécules organiques contenues dans des poussières ou des micrométéorites.

Le rover américain Curiosity, arrivé sur Mars en 2012 est lui aussi muni de détecteurs de méthane et en a observé une brutale bouffée (7 ppb) en 2014 qui a duré quelques mois, mais cette mesure reste aujourd'hui controversée, d'autant que ses mesures depuis lors n'ont jamais dépassé 0,5 ppb.
Les planétologues s'accordent globalement sur le fait que le cycle du méthane sur Mars est très mal compris. TGO, qui devrait fonctionner jusqu'en 2022 devrait apporter de précieux éclaircissements. 

TGO possède deux spectromètres, l'instrument belge NOMAD et le russe ACS qui peuvent détecter du méthane jusqu'à des concentrations de 0,020 parties par milliard. Cette très haute sensibilité est obtenue grâce à la méthode envisagée d'observation du coucher et du lever de soleil à travers la fine atmosphère de Mars. Les raies d'absorption du méthane peuvent ainsi être clairement observées dans la lumière du Soleil. Et selon la présence de poussières parasites, les mesures de TGO pourraient couvrir toute la profondeur de l'atmosphère martienne jusqu'à la surface, là où les concentrations du précieux gaz devraient être les plus importantes.
Les deux spectromètres de TGO fonctionneront également en regardant directement la surface et la lumière réfléchie du sol, ce qui permettra de produire des cartographies des sources de méthane, si elles existent, mais avec une sensibilité beaucoup moins bonne.

Parmi les autres gaz que TGO traquera, on retrouve les composés soufrés qui sont un signe d'activité volcanique. Si ces composés soufrés sont trouvés accompagnant du méthane, les chercheurs pourraient conclurent plus facilement sur une origine géologique plutôt que biologique du CH4.
Les spectromètres NOMAD et ACS suivront également les mouvements atmosphériques du CO2 et de la vapeur d'eau, avec une mesure de température, fournissant des données cruciales pour modéliser le climat martien.

Outre une bien meilleure connaissance de l'atmosphère de Mars, TGO permettra, avec Schiaparelli, de poser sur le sol de la planète rouge le premier engin non-américain qui devrait fonctionner plus de 20 secondes. Rien que pour cela, cette mission possède un caractère historique.

Source : 
Mars orbiter to sniff for methane
Eric Hand
Science  Vol 351 Issue 6278 (11 March 2016)

08/03/16

L'Univers relativiste simulé pour la première fois

Des physiciens suisses de l'université de Genève viennent de rendre public un code de simulations numériques qui permet de simuler l'expansion de l'Univers directement à partir des équations de la Relativité Générale. Jusqu'alors, les codes de simulation étaient simplifiés en considérant des interactions newtoniennes. Cette nouveauté devrait permettre de comprendre en détail l'évolution de l'Univers, de la formation des grandes structures à son expansion accélérée par la mystérieuse énergie noire.



Les ondes gravitationnelles générées pendant la formation des
structures dans l’Univers. Les structures (distribution des masses)
sont indiquées comme points brillants, les ondes gravitationnelles par
des ellipses. La taille de l’ellipse est proportionnelle à l’amplitude
de l’onde et son orientation représente la polarisation (R. Durrer/UNIGE)
Ce code de calcul appelé Gevolution est fondé sur l'application exacte des équations d'Einstein, calculant la métrique de l'Univers à partir de son contenu en masse-énergie. Il intègre des mouvements de rotation de l'espace-temps ainsi que l'émission d'ondes gravitationnelles, ce qu'aucune simulation dynamique n'avait encore jamais pris en compte. L'équipe de Ruth Durrer du  Département de physique théorique de l'Université de Genève est publiée dans Nature Physics.

Le gros défaut des simulations d'Univers antérieures, outre le fait qu'elles étaient fondées sur la gravitation Newtonienne, était qu'elles étaient statiques, certes avec un résultat approximé correct pour des vitesses assez lentes (inférieures à 300 km/s), mais avec de grosses contraintes sur l'origine des champs gravitationnels forcément non relativiste. Elles devaient donc faire des hypothèses restrictives sur le secteur "sombre" (matière sombre et énergie sombre). Ici, avec Gevolution, toutes les composantes de matière et d'énergie peuvent prendre n'importe quelle valeur. L'Univers simulé évolue au cours du temps, l'espace-temps se trouve en expansion, dans lequel apparaissent des grandes structures cosmiques qui évoluent sous l'effet à la fois de l'expansion de l'espace-temps et des interactions gravitationnelles (courbure de l'espace-temps).

L’objectif initial des chercheurs était de pouvoir prédire l’amplitude et l’impact des ondes gravitationnelles, ainsi que ceux de la rotation de l'espace-temps (qu'on appelle aussi le frame-dragging) qui sont induits par la formation des grandes structures cosmologiques.
Les physiciens ont pour cela découpé l'équivalent d'une portion cubique d'Univers en 60 milliards de mailles contenant chacune une particule ayant une certaine masse (équivalent à une portion de galaxie), pour observer les mouvements d'ensemble obtenus.
Les chercheurs ont fait appel à un logiciel de calcul permettant de résoudre des équations partielles différentielles (en l'occurrence les équations d'Einstein) qu'ils ont appliqué sur chacune de leurs 60 milliards de mailles, le tout grâce au supercalculateur du Centre de Calcul de Lugano en Suisse.
Le code calcule les 6 degrés de liberté de la métrique relativiste et dérive la géodésique de l'espace-temps de manière dynamique.
Comme le frame-dragging et les ondes gravitationnelles n'avaient encore jamais été introduits dans une simulation, les résultats qu'obtiennent Durrer et ses collaborateurs leur permettent de confronter enfin l'expansion simulée avec l'expansion réelle telle qu'elle est observée.
Les premières simulations ont été effectuées dans le cadre d'un modèle cosmologique classique avec une constante cosmologique et de la matière noire "froide" (non relativiste, des WIMPs) et sans tenir compte des neutrinos. 

Elles donnent des résultats assez proches des simulations fondées sur la gravitation newtonienne, mais les chercheurs s'attendent à quelques nouveautés après avoir introduit un modèle d'énergie noire dynamique...
Ce type de confrontation simulation réaliste-observation en modifiant certains paramètres comme autant d'ingrédients dans la recette de l'Univers va permettre aux physiciens de tester la Relativité Générale à des échelles beaucoup plus vastes que ce que l'on savait faire jusqu'à aujourd'hui. L'approche des chercheurs suisses est très générale et ils indiquent qu'elle peut être appliquée à tous les cas où l'approximation newtonienne est défaillante ou imprécise comme la présence d'énergie noire dynamique, de matière noire "chaude" (relativiste) ou encore les explosions de supernovas par effondrement de cœur (SN de type II).
L'énergie noire encore si mal comprise pourrait bien dévoiler un coin de sa réalité grâce à des 0 et des 1.


Source :
General relativity and cosmic structure formation
J. Adamek et al.
Nature Physics (7 march 2016) 

06/03/16

Et si LIGO avait détecté des vestiges de trous noirs primordiaux ?

Je ne résiste pas à vous faire part d'une étude qui vient d'être mise en ligne sur Arxiv et qui propose une explication ébouriffante pour les trous noirs d'environ 30 masse solaires détectés par LIGO : ils pourraient être des vestiges de trous noirs primordiaux et une telle population de trous noirs pourrait expliquer une grande partie de la matière noire...


Il ne s'agit pas de l'étude d'un théoricien seul dans son coin mais de celle d'une équipe constituée notamment du prix Nobel Adam Riess et du fameux Marc Kamionkowski, tous du Department of Physics and Astronomy de l'Université Johns Hopkins à Baltimore.
Illustration de la fusion de trous noirs (LIGO)

Il se trouve que selon les modèles théoriques concernant les trous noirs primordiaux, des trous noirs qui se seraient formés dans les tous premiers instants de l'Univers et notamment dans la phase d'inflation, une plage de masse est toujours compatible pour expliquer la masse manquante (ou matière noire). Cette plage de masse se situe entre 10 et 100 masses solaires. C'est à partir de cette hypothèse que les astrophysiciens de l'Université Johns Hopkins ont fait leurs calculs. Ils montrent que les vestiges des trous noirs primordiaux auraient non seulement pour masse la plus probable 30 masses solaires (qui se trouve être la masse des trous noirs trouvée par LIGO, ce qui a dû mettre la puce à l'oreille de ces spécialistes), mais qu'ils se distribueraient différemment des trous noirs stellaires, ceux issus de la mort d'étoiles massives. Les vestiges de trous noirs primordiaux se répartiraient sous le forme de halos, sous forme de "grappes" de trous noirs. Au sein d'un tel halo, très semblable dans sa forme au halo de matière noire entourant une galaxie tel qu'il est généralement imaginé aujourd'hui, des trous noirs voisins pourraient s'"attraper" avec une probabilité assez faible, devenir liés gravitationnellement en perdant de l'énergie gravitationnelle par l'émission d'ondes gravitationnelles, puis petit à petit ils spiraleraient l'un vers l'autre pour finir par fusionner. C'est un tel événement qu'aurait pu détecter LIGO selon Simeon Bird et ses collègues.

La probabilité d’occurrence de tels événements est assez imprécise du fait de notre connaissance imparfaite de la structure des halos galactiques aux petites échelles. Mais les estimations raisonnables qui ont été effectuées par les astrophysiciens de Baltimore donnent une valeur qui se trouve dans la plage déterminée par LIGO à partir de l'événement GW 150914, c'est à dire entre 2 et 53 événements par an dans un volume de 1 Gpc3 (1 Gpc = 3.26 milliards d'années lumière).

Les événements de fusion de vestiges de trous noirs primordiaux peuvent théoriquement être distingués des fusions de trous noirs stellaires, grâce à leur masse prédominante (aux alentours de 30 masses solaires) d'une part (alors que les trous noirs stellaires peuvent avoir un peu n'importe quelle masse), et d'autre part par leur caractéristique orbitale (une orbite plus elliptique que pour un couple binaire "classique", générant alors des harmoniques à plus haute fréquence dans les ondes reçues. Enfin, les nombreux événements de ce genre qui peupleraient les halos des galaxies devraient produire un bruit de fond d'ondes gravitationnelles particulier. Ces caractéristiques particulières dans le signal des ondes ne sont pas encore accessibles aux instruments de détection d'ondes gravitationnelles actuels mais le seront dans les futurs détecteurs. Mais la détermination des masses des trous noirs, elle, est bien accessible dès aujourd'hui et pourrait donner de bons indices.

Le taux d'occurence de ces événements, évalué par Bird et ses collègues, indique que LIGO, VIRGO et leurs homologues pourraient détecter plusieurs milliers de fusion de trous noirs primordiaux, et autant de masse invisible (noire) durant leur durée d'exploitation de quelques années... en attendant les futurs observatoires gravitationnels que seront le Einstein Telescope, DECIGO et BBO. Si la prochaine fusion de trous noirs observée par LIGO donne à nouveau une trentaine de masses solaires pour chaque composante, cette hypothèse sera d'autant plus renforcée, et terriblement excitante, comme disent les américains...


Source : 

Did LIGO detect Dark Matter ?
S. Bird et al.

03/03/16

GN-z11, la galaxie la plus lointaine de l'Univers : 13,4 milliards d'années-lumière

Hubble vient de pulvériser le record de distance de la galaxie la plus lointaine observée : elle s'appelle GN-z11 et a un redshift z=11,1 soit à 13,4 milliards d'années-lumière, alors que le précédent record se situait à z=8,68, soit 13,2 milliards d'années-lumière.



GN-z11 (ESA/NASA/P. Oesch et al., Yale University)
Cette toute petite galaxie extrêmement jeune et étonnamment lumineuse en son genre, se trouve seulement 400 millions d'années après le Big Bang. C'est en poussant le télescope spatial Hubble à ses limites que l'équipe menée par Pascal Oesch (Université de Yale) ont trouvé ce joyau là où l'univers n'avait que 3% de son âge actuel. Il s'agit d'une véritable prouesse réussie avec ce vieux Hubble, que les astronomes pensaient impossible avant la mise en orbite de son successeur, le Webb Telescope.
GN-z11 avait déjà été observée par le passé et sa distance évaluée une première fois en déterminant sa couleur grâce à Hubble et au télescope Spitzer. Cette fois-ci, les astrophysiciens ont utilisé l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) de Hubble pour mesurer la distance de GN-z11 par spectroscopie en mesurant directement son redshift (décalage spectral vers le rouge produit par l'expansion cosmique). La précédente détentrice du record de distance déterminée par spectroscopie était une galaxie qui avait un redshift z de 8,68, mais GN-z11, elle, a un redshift de 11,1, se situant donc 200 millions d'années plus tôt dans l'histoire cosmique que le précédent record, à 13,4 milliards d'années-lumière de distance.
Les astrophysiciens pensent déjà qu'ils ne parviendront pas à faire mieux avec Hubble avant l'arrivée du télescope Webb, comme le dit Pieter van Dokkum de l'université de Yale : "C'est une réussite extraordinaire pour le télescope Hubble. Il est parvenu à pulvériser tous les records antérieurs tenus depuis des années par des télescopes terrestres beaucoup plus grands. Ce nouveau record tiendra très certainement jusqu'au lancement du JWST".

GN-z11 est environ 25 fois plus petite que votre Voie Lactée, et ne possède que 1% en masse des étoiles de notre galaxie. C'est un embryon de galaxie mais qui semble grossir très vite, car elle forme des étoiles à un taux 20 fois supérieur au taux actuel de notre galaxie. C'est cette intense formation d'étoiles qui rend GN-z11 suffisamment brillante pour être vue et analysée par Hubble et Spitzer.
Les chercheurs sont étonnés de voir une galaxie ayant déjà une masse de 1 milliard de masses solaires si peu de temps après la singularité initiale du Big Bang (400 millions d'années après).

Cette observation laisse présager de très belles découvertes par le télescope Webb dès 2018, mais aussi par le télescope WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) de la NASA, qui, a eux deux, devraient explorer en détails cette zone de l'Univers peuplée des toutes premières galaxies. Ils pourraient en trouver des milliers parmi les plus distantes.

Sources :

Communiqué de la NASA :
Communiqué de Yale University

Article de P. Oesch et al. accepté pour publication dans The Astrophysical Journal

Découverte de bouffées rapides d'ondes radio répétitives

Il y a tout juste une semaine je vous parlais d'une observation exceptionnelle d'une FRB, une bouffée rapide d'ondes radio pour la première fois localisée en distance. Les FRB font encore parler d'elles cette semaine, mais pour une autre raison : une équipe vient de trouver qu'elles peuvent se répéter de nombreuses fois, pour un même astre...



Cette nouvelle observation bouleverse complètement l'image que les astrophysiciens avaient commencé  à ce faire au sujet de ces bouffées d'ondes radio. En effet, le fait qu'elles semblaient être des phénomènes uniques, non répétables, a mené les astrophysiciens à penser que leur origine devait être un processus cataclysmique comme la fusion de deux étoiles à neutrons ou encore l'effondrement d'une "grosse" étoile à neutron. Mais cette FRB nommée FRB 121102 découverte en novembre 2012 avec le radiotélescope de 305 m de Arecibo, est réapparue 10 fois de suite après sa première apparition en novembre 2012! Les astrophysiciens sont sûrs que ces 11 bouffées rapides d'ondes radio proviennent bien du même objet astrophysique par l'observation de sa dispersion spectrale, indiquant une distance similaire.

Les 11 bouffées de FRB 121102 (diagrammes temps-fréquence)
(L. Spitler et al., Nature)
Le fait que de telles bouffées peuvent se répéter montre que le phénomène qui en est à l'origine n'est pas destructif pour l'objet en cause. Il ne peut pas s'agir dans le cas de FRB 121102 d'une fusion de deux étoiles à neutron.
Mais les chercheurs, qui publient leur découverte dans la revue Nature, penchent tout de même pour une origine du type jeune étoile à neutron fortement magnétisée, qu'on appelle aussi un magnétar.
La répartition temporelle des bouffées est un peu particulière, car la première, celle qui a donné son nom à la FRB a eu lieu le 2 novembre 2012, puis les deux suivantes sont apparues le même jour le 17 mai 2015 et enfin les 8 dernières se sont toutes succédées à nouveau au cours d'une même journée, le 2 juin 2015, séparées entre quelques dizaines de secondes et près de 10 minutes. 

Parmi les hypothèses possibles imaginées par l'astronome américaine Laura Spitler (Max-Planck-Institut für Radioastronomie) et ses collaborateurs, on trouve une éruption géante à la surface d'un magnétar qui pourrait produire de telles émissions, mais cette piste reste peu probable du fait qu'aucun magnétar proche n'a été observé en train de produire plus d'une éruption géante en quarante ans de suivi. Une autre piste un peu plus sérieuse proposée par les chercheurs serait un pulse radio "géant" d'un pulsar extragalactique. Mais la distance de cette bouffée rapide d'ondes radio n'étant pas connue, l'interprétation reste délicate. 
Presque toutes les autres FRB connues sont suivies de manière assez régulière, notamment avec le radiotélescope australien Parkes, et elles n'ont jamais montré de répétitions. Les chercheurs se demandent donc si FRB 121102 est représentative de toutes les FRB ou non, ils remarquent quand même que le radiotélescope Parkes avait une sensibilité qui lui aurait permis de détecter seulement 2 des 11 bouffées de FRB121102, les deux plus intenses. Un suivi plus sensible pourrait ainsi dévoiler peut-être de bien plus nombreuses FRB répétitives...

Mais Laura Spitler et son équipe concluent leur article en évoquant l'idée que FRB121102 est peut-être simplement complètement différente des autres FRB et pourrait impliquer un tout autre phénomène. L'avenir nous le dira certainement.


Source : 

A repeating fast radio burst
L. G. Spitler et al.
Nature online (2 March 2016)

01/03/16

Vera à Woodstock [fiction]


La lumière du soleil était aveuglante. Dès que Vera avait trouvé le mot, elle avait décidé d’y aller. Comme Bob était en Californie pour encore dix jours, elle avait demandé à sa fille Judith de rester à la maison pour garder ses deux petits frères. Vera venait de contourner Baltimore et roulait maintenant sur la route 83 en direction de Harrisburg. « Qu’est-ce qu’il lui a pris de partir comme ça sans rien dire, juste en laissant ce mot succinct ? »
Vera ne comprenait plus son fils aîné. David venait tout juste de fêter ses dix-neuf ans deux semaines auparavant, le jour du retour des astronautes. Le mot laissé sur la table de la cuisine disait : « Je pars au festival de Woodstock avec les copains, on rentre dans trois jours». La famille Rubin était jusque-là très soudée, mais depuis que David avait rejoint l’université, il n’était plus le même. David avait complètement raté sa première année universitaire, alors qu’il avait toujours été un très bon élève, un modèle pour sa sœur et ses deux jeunes frères. Vera, chercheuse comme Bob, avait très mal vécu cet échec de David, et elle le suspectait d’avoir de mauvaises fréquentations. David traînait souvent avec une bande de hippies qui ne semblaient pas très portés sur les études. Elle était sûre qu’il était parti avec eux à ce festival de musique. Bob et Vera avaient décidé de remettre leur fils aîné dans le droit chemin en commençant par l’obliger à travailler dur durant tout l’été pour rattraper le retard qu’il avait accumulé depuis l’hiver. Vera ne pouvait pas accepter qu’il soit parti comme ça. Elle avait décidé d’aller le chercher elle-même à ce festival et de le ramener coûte que coûte à la maison pour le faire travailler deux fois plus. Elle savait ce qu’aurait dit Bob, sa réaction aurait été encore plus violente. Vera avait donc choisi de ne rien dire à son mari et de se débrouiller seule pour donner une bonne leçon à David.
Vera n’aimait pas écouter la radio en conduisant, elle préférait penser à ses observations de la galaxie d’Andromède. Messier 31 ne tournait pas rond, ou plutôt elle tournait vraiment trop vite. Les résultats qu’ils obtenaient étaient étranges. Ils étaient presque prêts à envoyer leur article maintenant, mais Vera avait toujours des doutes. Pouvait-il encore y avoir un biais dans ces mesures spectrométriques ? Il était quand-même très audacieux de proposer que les lois de la gravitation puissent être incorrectes aux grandes échelles ou qu’une matière invisible puisse exister majoritairement dans les galaxies spirales…
Vera s’arrêta peu avant Hazleton pour faire le plein de la Chevy et en profita pour téléphoner à la maison pour savoir si tout allait bien. Elle était sur la route depuis deux bonnes  heures, sous la chaleur écrasante du mois d’août, et il lui en restait facilement le double d’après la carte. Le festival se déroulait dans un coin reculé de l’état de New York, c’est Judith qui lui avait précisé, elle en avait eu vent au lycée. Vera avait quitté Bethesda le matin vers dix heures. Elle avait dû prendre sa journée au dernier moment, alors qu’elle voulait profiter de ce vendredi pour avancer sur la rédaction de l’article.
Cela faisait maintenant trois ans que Vera faisait des allers-retours en Arizona pour enregistrer des spectres de différentes régions de la galaxie d’Andromède à l’observatoire Lowell. De son côté, Kent, son collègue de l’Institut Carnegie faisait la même chose auprès du télescope de Kitt Peak. Ils avaient mis en commun leurs données pour obtenir une vue globale des vitesses de rotation du gaz et des étoiles dans toute la galaxie d’Andromède.  Il fallait retravailler une dernière fois l’article, la toute dernière version n’était pas satisfaisante. Le point le plus ennuyeux était bien évidemment cet écart énorme qu’ils trouvaient lorsqu’ils calculaient la masse de la galaxie. A partir de la matière visible, l’hydrogène et les étoiles, la masse qu’ils obtenaient ne faisait que huit pourcents de la masse qu’ils déduisaient à partir des mesures de vitesse, près de deux cent milliards de fois la masse du soleil. Fallait-il développer des hypothèses dans la conclusion de l’article ou bien simplement donner cet écart sans plus de commentaire, laissant cela à la charge de la communauté scientifique ? Vera réfléchissait à son travail lorsqu’elle aperçut sur le bord de la route un restaurant à l’enseigne pour le moins attractive, on y voyait la Lune, accompagnée d’une fusée et d’une galaxie, qui pouvait ressembler à Andromède. Il était temps de manger un morceau.
Il y avait beaucoup de monde dans la salle, surtout des jeunes. Vera trouva tout de même une place au bout d’une table où s’était installé un groupe de trois jeunes gens et quatre jeunes filles. Ils n’avaient pas l’air beaucoup plus âgés que David. Vera repensait à la conclusion de l’article pour The Astrophysical Journal. Elle savait que Kent voulait mettre l’accent sur l’anomalie de masse qu’ils trouvaient, car les données étaient très précises, il n’y avait pas de doute possible. Mais pour Vera, il était encore un peu trop tôt. Il faudrait regarder ce que donneraient les courbes de rotation d’autres galaxies avant de pouvoir généraliser et annoncer l’existence d’une masse invisible. Elle comprenait Kent, ces observations avaient un caractère révolutionnaire, mais il ne fallait pas se tromper, on entrerait dans un nouveau monde.


Perdue dans ces pensées, Vera écoutait vaguement ce que disaient ces voisins, quand elle entendit soudain le mot « Woodstock ».
—Excusez-moi, vous vous rendez au festival de musique de Woodstock ?
— Oui, madame ! Trois jours de musique, de paix et d’amour ! Tout le monde y va ! répondit une petite blonde avec un large sourire.
— Moi aussi, j’y vais !
— Super ! s’exclama une brune qui était au bout de la table près de la vitre.
— Je vais chercher mon fils…
— Hein ? Chercher votre fils ? Pourquoi ? demanda un garçon qui portait des cheveux jusqu’aux épaules.
— Il n’avait pas le droit de sortir.
— Ooh… pas cool ça… Pas cool…
— Ah, non, et je ne vous le fais pas dire, rétorqua Vera.
— ‘fin… non, j’veux dire… Vous êtes pas très cool, quoi… répondit le garçon.
Vera le dévisagea durant deux secondes mais ne répondit pas. Elle avait fini son cookie et se dirigea rapidement vers la sortie, elle n’avait pas de temps à perdre.
Elle reprit la route 81 en direction de Scranton. Il y avait beaucoup plus de trafic qu’avant son arrêt. Vera calcula qu’elle arriverait à destination vers 17h. Il ne fallait pas aller dans la ville de Woodstock comme on pouvait le croire en lisant le nom du festival mais dans un village du nom de Bethel qui était à quelques dizaines de kilomètres de la ville.
Vera avait toujours avec elle des cartes détaillées, celles de la Pennsylvanie et de New York avaient déjà beaucoup servi, mais sans doute moins que celle de l’Arizona. Après Scranton, il fallait prendre la route 84 vers l’est jusqu’à Middletown puis la route 17 qui venait de New York City vers le nord et on arrivait ensuite à Bethel par une route de campagne à partir d’un bourg au nom étrangement italien, Monticello. Quelle idée avaient eu les organisateurs de ce festival de faire ça dans un coin aussi reculé ?
La circulation devenait maintenant un peu difficile. Une longue file de voitures se suivait à la queue leu leu. C’était curieux car il n’y avait absolument personne dans l’autre sens. La chaleur était toujours plus accablante. Il était 16h35. Il y avait devant une sorte de pick-up sur la plateforme duquel s’étaient entassés cinq personnes. Des jeunes. Elle les regardait qui discutaient en riant et pensait en même temps à Andromède. La voiture qui était derrière était aussi entièrement remplie, comme si il y avait un rassemblement de jeunes quelque part dans le coin. Vera songeait à quelles pourraient être les galaxies à étudier après M31 pour montrer un comportement similaire des courbes de rotation.
Ça freinait devant.
— A cette vitesse, je n’arriverai pas avant 18h, peut-être plus… Qu’est ce qui se passe ici ?
Les voitures roulaient maintenant au pas. C’était pénible. La troupe dans le pick up ne semblait pas le moins du monde affectée par l’embouteillage. Ils semblaient même beaucoup s’amuser. On venait de sortir du bourg de Monticello, traversé au ralenti. On voyait des habitants devant les maisons, ils semblaient n’avoir jamais vu autant de voitures traverser leur village. Puis un quart d’heure plus tard, ça n’avançait plus du tout. On était à peine à deux miles des dernières maisons de Monticello. Vera s’impatientait. Elle coupa le contact après dix minutes. Il était maintenant 18h15. Elle sortit de la Chevy et s’approcha des jeunes entassés dans le pick-up. D’autres personnes sortaient des voitures plus loin devant.
— Vous savez ce qui se passe par ici ? demanda-t-elle.
— C’est le festival ! répondit un jeune qui était assis en tailleur, tout le monde y va !
— Mais, vous parlez du festival de Woodstock ? C’est un gros événement ? demanda Vera, qui pensait que David était allé à un petit festival de musique de campagne d’à peine quelques centaines de personnes.
Une fille répondit :
— Mais tout le pays est en train de venir !
— Tout le pays ? rétorqua Vera qui se souvint brusquement ce que lui avait dit la petite blonde du restaurant.
— Mais bien sûr ! On devrait être cinquante mille … répondit la fille.
— Oh, on sera bien plus… Vous avez vu toutes ces voitures ? Je parie qu’on sera deux cent mille !.. reprit un deuxième garçon qui était coincé tout contre le bord du pick-up.
— Deux cent mille personnes ? dit Vera comme pour elle-même. Deux cent mille… Mais c’est impossible… Je ne trouverai jamais David.
Au moment où Vera comprit qu’elle s’était fourvoyée, une moto arriva dans le sens inverse en roulant lentement avec un passager derrière le conducteur. Il criait à tue-tête :
— Laissez les voitures sur les côtés dans les champs, l’accès est bouché aux véhicules, continuez à pied, vous y êtes presque ! Peace ! Laissez les voitures sur le bas-côté ! Continuez à pied ! C’est à quatre miles ! Peace !
Aussitôt, les cinq jeunes gens se regardèrent, et après un hochement de tête, sautèrent tous sur le route avec leur sacs à dos. Vera les vit s’éloigner et resta là sans trop savoir ce qu’elle devait faire. De derrière elle, des flots de jeunes gens faisaient la même chose tandis que les conducteurs des voitures manœuvraient pour positionner leur véhicule dans le champ tout juste moissonné qui longeait la route sur la gauche. Il régnait une atmosphère étrange. Tous ces gens à peine plus vieux que David, et pour certains peut-être plus jeunes, semblaient épris de la même ferveur. Vera les observait la dépasser, les écoutant au passage. On entendait des encouragements joyeux, une sorte de bonheur enfantin d’aller voir Joan Baez ou Janis Joplin, des noms que Vera avait déjà entendus ou qui lui étaient complètement étrangers. Certains chantaient en marchant. La plupart portaient des balluchons et il y en avait qui fumaient certainement autre chose que du tabac vu l’odeur.
Vera était stupéfaite de voir cette foule converger vers ce lieu tout à fait improbable. Elle se mit à marcher lentement avec le flot, regardant autour d’elle, des fois qu’elle aperçoive David, mais plus par réflexe que par volonté de le retrouver. C’était absolument impossible et elle le savait désormais.  
A peine un yard plus loin, la route faisait un virage au-delà des arbres et elle voyait les gens pointer du doigt l’horizon. Vera se rapprocha puis monta sur le talus pour regarder dans la direction indiquée. C’était là-bas, dans le fond d’un vallon fraîchement moissonné. Une foule immense semblait s’amasser au loin ; on voyait les gens qui s’agglutinaient par petits groupes multicolores.

Cette multitude donnait au vallon un aspect émouvant qui ressemblait à celui de la galaxie d’Andromède vue dans un petit télescope. David était là quelque part. Vera sentit un frisson, elle savait maintenant comment conclure l’article. Le monde ne serait plus comme avant.

M90 : Une galaxie spirale vidée de son gaz

Les galaxies peuvent perdre presque la totalité de leur gaz par "arrachement", c'est ce que vient de montrer une équipe internationale dirigée par des astrophysiciens français en étudiant la plus grosse galaxie de l'amas de Virgo, NGC 4569 (M90).



NGC 4569, en rouge: les queues de gaz arraché à la galaxie (CFHT)
Il est connu depuis longtemps que les galaxies qui évoluent au sein de gros amas de galaxies subissent les effets gravitationnels de leurs voisines proches ou moins proches. On y trouve par exemple moins de galaxies spirales que de galaxies elliptiques ou lenticulaires, ce qui est dû aux multiples interactions qu'elles subissent, les transformant en cassant leurs beaux bras spiraux, soit par fusions, soit par effets de marée. Les galaxies elliptiques ont la particularité de contenir moins de gaz que les galaxies spirales. Mais les galaxies spirales situées au cœur de denses amas semblent elles-aussi contenir moins de gaz que leur cousines plus isolées, et contiennent donc moins d'étoiles jeunes.
Les mécanismes qui ont été proposés par les astrophysiciens pour expliquer cette raréfaction du gaz dans les galaxies spirales au sein des amas sont d'une part l'effet de marée, et d'autre part le phénomène appelé la "pression dynamique". Cette pression dynamique est la force que ressent le gaz de la galaxie lorsque celle-ci se déplace au sein de l'amas et doit traverser le gaz chaud de ce dernier. Le gaz galactique en rencontrant le gaz de l'amas, subit une force de pression dans la direction opposée au mouvement de la galaxie dans l'amas. Un troisième processus pour expliquer la perte de gaz galactique fait intervenir le noyau des galaxies les plus actives, qui pourrait "souffler" le gaz et l'éjecter dans le milieu intergalactique.

L'équipe dirigée par Alessandro Boselli du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (CNRS/Université Aix-Marseille) a utilisé l'instrument MegaCam installé sur le télescope CFHT (Canada France Hawaï Telescope) à Hawaï pour observer directement du gaz en train de s'échapper d'une galaxie spirale. Ils ont pour cela observé une longueur d'onde spécifique émise par l'hydrogène, la raie Hsur la galaxie NGC 4569 (plus connue des astronomes amateurs sous le nom M90) distante de 60 millions d'années-lumière. Ils observent la présence d'une longue traînée de gaz derrière la galaxie dans le direction opposée à son mouvement au sein de l'amas. Cette queue de gaz fait environ 5 fois le diamètre de la galaxie.
Les chercheurs, par comparaison avec des modèles physico-chimiques d'évolution galactique montrent que le gaz émettant en Ha dans cette queue correspond à une large fraction du gaz qui a été arraché de la galaxie, ce qui indique qu'il a été ionisé au cours du processus d'arrachement. L'équipe de Alessandro Boselli montre enfin que le processus de la pression dynamique semble efficace dans les galaxies massives (plus de 100 milliards de masses solaires en étoiles) situées dans des amas en formation de masse intermédiaire (100 000 milliards de masses solaires).
Cette observation donne la preuve aux astronomes que le mécanisme de la pression dynamique est dominant sur NGC 4569 et qu'il est en train de la vider de tout son gaz. Ils ont en effet évalué la quantité de gaz arraché à la galaxie et arrivent au chiffre de 95%. NGC 4569 ne peut donc presque plus produire de nouvelles étoiles.
Cette observation est importante car elle montre que le processus de la pression dynamique est le processus dominant dans l'arrachement du gaz et donc dans la réduction de l'activité de la formation d'étoiles. Les astrophysiciens avaient plutôt privilégiés jusqu'alors l'effet des noyaux actifs pour jouer ce rôle, ils vont donc devoir ajuster leurs modèles.

Cette belle observation fournit une avancée dans la compréhension des interactions des galaxies au sein des amas et le rôle que joue leur environnement dans leur évolution.

Source : 

Spectacular tails of ionized gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569,
A. Boselli et al.
Astronomy & Astrophysics 587, A68 (2016)