Tournant dans la Quête de la Matière Noire

Nous sommes peut-etre arrivés à un tournant dans la quête de la matière noire non baryonique. L'une des plus prestigieuses expériences de détection directe de particules supersymétriques, l'américaine CDMS II (Cryogenic Dark Matter Search) qui faisait jusqu'alors partie du camp ''nous ne voyons rien'' vient de présenter, le 13 avril lors de la réunion de l'APS (American Physical Society) à Denver, de nouveaux résultats utilisant des détecteurs différents de leurs détecteurs principaux (des semiconducturs silicium au lieu de germanium, mais toujours refroidis à des températures cryogéniques, à quelques dizaines de millikelvins). 

Un des 11 détecteurs silicium de 106 g de CDMS II (Fermilab)

Elle annonce avoir détecté 3 événements candidats WIMPs, qui ne peuvent statistiquement pas être dûs à du bruit de fond connu. Le gros avantage du silicium est qu'il permet de détecter des particules plus légères que ce que permet le germanium. En effet, le mode de détection des WIMPs dans ce procédé repose sur la diffusion élastique, autrement dit le jeu de billard. Des WIMPs relativement peu lourdes ( par rapport à leur cible qui est le noyau d'atome) impriment moins d'énergie de recul à un noyau de germanium qu'à un noyau plus léger de silicium. cette énergie pouvait donc être si faible qu'elle se trouvait en dessous du seuil de détection du détecteur Ge, mais pas de celui en silicium...

Après avoir modélisé dans tous les sens toutes les sources de bruit de fond pouvant donner un signal similaire à celui observé, les américains s'attendaient à 0,7 événements si il n'existait que les sources de bruit de fond... Les 3 événements observés sont donc statistiquement très significatifs.

Malgré cela, les physiciens américains n'osent pas annoncer ces résultats en terme de découverte. Ils veulent rester très prudents.

En bleu clair et foncé: zones à 68% et 90% de confiance du signal WIMP de CDMS dans le graphe section efficace=f(masse); en rose : zone COGENT; pointillés vert clair et foncés : contours d'exclusion de XENON. L'étoile représente le point de maximum de vraisemblance : m = 8.6 GeV,   sigma = 2 10 -41 cm² (CDMS collaboration)

Il faut préciser qu'en face du camp des ''nous ne voyons rien'', plusieurs expériences ont formé le camp des ''nous avons vu quelque chose''. Et il se trouve que ces trois expériences  : l'italienne DAMA, l'américaine COGENT et l'européenne CRESST, ont observé des candidats WIMPs, mais leurs caractéristiques ne sont pas compatibles entre elles...

Cette fois-ci, les trois WIMPs de CDMS II seraient compatibles avec celles de COGENT. Il y aurait alors un match USA contre reste du monde.

Sauf qu'une expérience fondée sur un procédé assez différent et plus sensible (expérience XENON) n'a toujours rien vu et exclue même la zone que vient d'annoncer CDMS.
D'où sans doute le regain d'humilité affiché par Kevin McCarthy à l'annonce de ces résultats pourtant stupéfiants.


Sources :

http://cdms.berkeley.edu

Dark Matter Search Results Using the Silicon Detectors of CDMS II.
CDMS Collaboration
arXiv astro-ph.CO, (2013), arXiv:1304.4279
soumis à Phys. Rev. Letters

Un Océan sur Encélade ?

Encélade est un satellite de Saturne. Il fait environ 500 km de diamètre. Découvert par William Herschel l’année où la Bastille tombait, il fut vraiment redécouvert l'année où la place du même nom connut la liesse, lors du passage de Voyager 2 à proximité, qui en montra une image très différente des autres satellites saturniens, avec une surface apparemment très blanche et très lisse. 

La sonde Cassini arrivée autour de Saturne en juin 2004, s’est donc particulièrement intéressée à cette lune saturnienne. Cassini a notamment fait une belle découverte en 2006 en montrant l’existence de sortes de geysers au niveau du pôle sud de Encélade.

Piqués par cette trouvaille indécelable depuis la Terre, les planétologues ont voulu comprendre l’origine du phénomène. La sonde Cassini a donc été utilisée spécifiquement pour inspecter de très près Encélade et ses geysers. Et ce qu’elle a découvert est très intéressant.

La surface de Encélade est couverte de glace d’eau. Il serait tentant de savoir si sous cette eau solide pourrait se trouver de l’eau liquide, et si ces geysers ne seraient pas simplement des projections d’eau. Et il se trouve qu’effectivement, ces geysers sont composés de vapeur à base organique, de l’eau sale en quelque sorte.

Les fissures bleutées qui apparaissent sur Encélade permettraient une évaporation d'un océan profond (crédit : Cassini Imaging Team/SSI/JPL/ESA/NASA)

Lors de la 44^ème Lunar and Planetary Science Conférence, fameuse conférence de planétologie qui s’est tenue cette année à Houston, les scientifiques responsables de la mission Cassini en sont venus à presque pouvoir affirmer que sous sa glace, Encélade cache en fait un vaste océan liquide. Presque, car les indices, bien que très insistants, ne sont pas encore suffisamment solides pour que l’océan puisse être admis par tous.

Ce qu’ont montré les planétologues spécialistes des mondes saturniens exploitant Cassini est une image d’Encélade montrant de multiples fissures, qui sont très similaires à des fissures de banquise.

Un premier modèle expliquant les geysers observés sans avoir besoin d’un océan liquide avait été élaboré il y a quelques années. Selon ce modèle, les effets de marées produits par la géante Saturne toute proche, faisaient se mouvoir quatre grandes fissures dans des sens opposés, créant ainsi une friction induisant un échauffement qui faisait fondre la glace, eau qui se trouvait ensuite vaporisée dans l’espace (Encélade ne possède pas d’atmosphère digne de ce nom).

Mais Carolyn Porco, du Space Science Institute de Boulder (Colorado) et ses collaborateurs viennent de présenter un tout autre modèle, qui semble bien plus cohérent avec les dernières observations de Cassini : les jets d’eau vaporisée tendent à apparaître et s’intensifier exactement là où les effets de marée écartent les fissures et non lorsqu’ils produisent des frictions. L’écartement des fissures dans la glace laisserait s’échapper dans l’espace de l’eau liquide. Cette eau liquide se trouverait donc en abondance en dessous de la couche de glace… Un véritable océan d’eau et une eau relativement chaude.

Encélade et ses geysers étonnants (Cassini/JPL/NASA/ESA)

Ce que les chercheurs exploitant les données de Cassini ont pu montrer, c’est qu’il n’existait pas de points chauds distribués sur toute la longueur des fissures, ce qu’on attendrait dans le cas d’un phénomène de friction. Au contraire, de tout petits points chauds sont mesurés par l’imageur infra-rouge de la sonde, pas plus grands qu’une dizaine de mètres.

Ces données tendent à indiquer des fissures très profondes produites par les effets de marée, et laissant s’échapper localement l’eau océanique sous-jacente.

Le planétologue David Stevenson du California Institute of Technology à Pasadena confesse :« Effectivement, l’échauffement par friction ne semble pas marcher. A la place, on peut pomper de la chaleur d’un océan, et il va maintenant falloir comprendre comment  un tel phénomène peut exister depuis des milliers ou des millions d’années. On avance... »

L’idée de la présence d’un océan liquide sur Encélade, même sous plusieurs centaines de mètres de glace, associé au fait que l’eau éjectée comporte des composés carbonés et en soi très intéressant. Elle permet d’ouvrir quelques perspectives que certains vont assurément s’empresser de développer. Il reste encore beaucoup à apprendre sur notre environnement pas si lointain sans être pour autant très proche. La sonde Cassini est un des meilleurs instruments pour le faire.

Reference:

R. Kerr
More Support for an Ocean in Enceladus
Science 12 April 2013: Vol. 340 no. 6129 p. 139

Pluie d’Anneaux Sur Saturne

Les anneaux de Saturne sont composés d'une myriade d'objets de toutes dimensions, allant de grains submicrométriques jusqu'à des blocs de plusieurs kilomètres.

Ces grains formés presque entièrement d'eau pure ont une masse totale équivalente à celle d'une sphère de glace de 500 km.

Bien que de nombreux progrès aient été faits dans la compréhension de la dynamique du système d'anneaux de Saturne depuis l'exploration in situ avec des sondes, de grandes questions restent toujours en suspens : Comment les anneaux se sont-ils formés ? Sont-ils anciens datant de la formation de Saturne, ou bien plutôt jeunes ? 

Une observation inédite effectuée grâce au télescope Keck (1) montre un phénomène étonnant : les anneaux de Saturne subissent une érosion magnétique qui siphonne littéralement de grandes quantités de masse des anneaux pour en faire une pluie sur la haute atmosphère Saturnienne. Ce processus pourrait permettre d'expliquer certaines structures observées sur les anneaux et leur histoire.

Il faut savoir que la multitude d'objets composant les anneaux sont très bien décrits par la dynamique classique, ils ont une orbite képlérienne. Les caractéristiques des anneaux peuvent être décrites par la dynamique d'un ensemble de particules interagissant mutuellement par gravitation et collisions, en orbite ensemble  autour d'un corps central massif.

Jeu d'ombres des anneaux de Saturne vue par Cassini (JPL/NASA)

Toutes ces particules de glace se comportent en fait comme un gaz dense, caractérisé par une viscosité, une température et une pression. En revanche, le mouvement des particules très petites, celles dont la taille est inférieure au micromètre, va montrer une différence notable lorsqu'elles acquièrent une charge électrique suffisamment grande.

Ces petits grains de poussière de glace peuvent en effet subir des phénomènes de photoionisation ou être exposées à des plasmas denses produits par des impacts de micrométéorites, qui vont leur arracher (ou apporter) quelques électrons.

Il suffit seulement d’une charge d'électron en plus ou en moins pour un grain de 1000 molécules d'eau pour que ce grain commence à subir les effets gyromagnétiques dans un champ magnétique, dus à la force de Lorentz bien connue. 

Les grains chargés subissent à la fois un mouvement de rotation autour des lignes de champ ainsi qu'un mouvement associé à l’évolution spatiale des lignes de champ magnétiques elles-mêmes.

Ces grains chargés vont littéralement glisser le long des lignes de champ en réponse aux autres forces auxquelles ils sont soumis : gravitation, force centrifuge, force de gradient magnétique.

Mais là où n'importe quelle autre planète de notre système solaire possédant un champ magnétique aurait très vite dispersé ces petits grains chargés, Saturne ne le fait pas. Saturne possède en effet la caractéristique unique (dans notre système solaire, restons modestes) d'avoir son champ magnétique exactement symétrique par rapport à son axe de rotation. Cette spécificité, fait que les grains chargés électriquement ont seulement deux directions de mouvement possibles : soit ils sont conduits vers le dessus du plan de l'anneau, soit ils se retrouvent dans la direction opposée, mais dans les deux cas, ils se retrouvent plongés dans la haute atmosphère de Saturne.

C'est ce phénomène que l'on appelle une érosion magnétique.

Saturne capturée en 2009 par Hubble presque dans le plan des anneaux (avec Titan en transit, accompagné de Mimas, Dioné et Encelade)  (NASA/HST)

Pour mesurer la quantité de tels grains de glace tombant sur l'atmosphère saturnienne, O'Donoghue et ses collègues anglais, qui signent cet article paru dans Nature, ont utilisé une méthode indirecte : les molécules d'eau injectées dans l'atmosphère de la planète géante facilitent la recombinaison rapide des ions présents, savoir des ions H₃⁺. Il suffit alors d'observer la déplétion de cet ion via la baisse d'intensité de ses raies d'émission spécifiques (situées dans l'infra-rouge) pour en déduire la quantité d’eau présente.

Les auteurs montrent clairement la présence de quantités d'eau importantes tombant des anneaux en suivant les lignes de champ magnétique : une pluie d'anneaux...

L'étude indique également que le taux d'érosion annulaire observé en fonction du rayon n'est pas celui auquel on s'attendrait pour expliquer la formation sur plusieurs dizaines de millions d'années d'évolution de la frontière entre anneau C et anneau B ainsi que la transparence de l'anneau B. Mais le taux d'érosion est connu avec encore assez peu de précision, on ne sait par exemple pas encore déterminer la proportion d'eau qui est transportée par de simples ions ou par des grains submicroniques (qui est le plus efficace).

La technique novatrice utilisée est pleine de promesses pour améliorer notre compréhension de la formation et de l'évolution de ces anneaux, qui ressemblent probablement très peu à ce qu'ils étaient originellement.

L’érosion magnétique est un des processus qui façonne les anneaux que nous admirons aujourd'hui et une clé de leur formation passée. La pluie d'anneau nous annonce du beau temps en perspective...

Référence :

(1) The domination of Saturn's low-latitude ionosphere by ring 'rain'

      J. O. Donoghue et al. 

      Nature 496, 193–195 (11 April 2013)

SN Wilson : Supernova Ia La Plus Distante Jamais Observée

Tous les records sont faits pour être battus, ça semble logique, et surtout en astrophysique, où l'on cherche toujours à aller plus loin, plus tôt... Mais là, tout de même, le record n'aura vraiment pas tenu très longtemps. Au début de janvier dernier, l'équipe du Cosmology Supernova Project menée par prix Nobel 2011 Saul Perlmutter publiait un article dans l'Astrophysical Journal relatant la découverte de la supernova Ia la plus éloignée. Elle était située à un décalage spectral de z=1,71, avec des mesures spectroscopiques très précises ne laissant aucun doute sur sa nature et sa distance. Cette découverte avait été faite en utilisant le télescope spatial Hubble.

Mais il faut désormais en parler au passé car ce petit record vient d'être supplanté par l'équipe concurrente qui traque elle aussi les supernovæ Ia les plus lointaines possibles, à savoir l'équipe de Berkeley dirigée par l'autre prix Nobel 2011, Adam Riess... 

Images Avant l'explosion (à gauche), après l'explosion de la SN (au centre), et différence des deux (à droite) [NASA, ESA, A. Riess, D. Jones and S. Rodney (JHU)]

Il s'agit en fait plus d'une émulation que d'une concurrence, ce qui permet de faire avancer nos connaissance le plus vite possible. On se souvient que Perlmutter et Riess avaient reçu ensemble le Nobel pour la mise en évidence grâce à l'observation de SN Ia lointaines, de l'expansion accélérée de l'Univers, débouchant sur le concept d'énergie noire. Ils sont toujours aujourd'hui à la traque de ces véritables chandelles cosmiques qui permettent d'évaluer des distances cosmiques avec une grande précision.

Cette nouvelle supernova Ia, qui a été dénommée SN Wilson, en l'honneur de l'ancien président des Etats-Unis Woodrow Wilson, s'appelle en fait SN UDS10Wil. Elle est située à un redshift (décalage spectral) de z=1,914, soit une distance de plus de 10 milliards d'années-lumières!
 

Cette découverte est issue d'un grand programme débuté en 2010 avec le Hubble Space Telescope, le projet CANDELS+CLASH (Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS) et Cluster Lensing and Supernova Survey with Hubble (CLASH)), concurrent direct du projet Cosmology Supernova, comme je le disais plus haut. Le programme CANDELS+CLASH exploite la caméra Wide Field Camera3 de Hubble, ce qui se fait de mieux aujourd'hui en orbite.

Depuis 2010, plus d'une centaine de SN Ia ont ainsi été découvertes, situées entre 2,4 milliards et 10 milliards d'années-lumière, mais dont seulement 8 plus lointaines que 9 milliards d'années-lumière.

Le télescope Spatial Hubble en orbite (credit ESA)

 
Ce nouveau record bat le précédent de 'seulement' 350 millions d'années-lumières, une gageure.
La technique employée pour découvrir des supernovae est relativement simple, étant donnée que ce sont des étoiles qui se mettent à apparaître subitement du fait de leur explosion libérant des millions de fois plus de luminosité qu'en temps normal : il suffit de faire des images d'une même région du ciel à différents intervalles de temps.

L'équipe a donc fait des images dans le proche infra-rouge, espacées de 50 jours sur une durée totale de 3 ans. Le jeu consiste ensuite à soustraire une image par une autre pour en révéler l'étoile intruse qui est apparue entre temps.

Dès que SN Wilson a été mise en évidence en décembre 2010, elle a ensuite été regardée plus en détails grâce au télescope terrestre VLT de l'ESO situé au Chili, notamment pour en calculer sa distance.

Parmi les deux modèles de supernova Ia en compétition dont nous avons déjà amplement parlé ici, il semble que cette nouvelle venue ultra lointaine indique un cas double dégénéré, c'est à dire impliquant la fusion de deux naines blanches.

L'équipe d'astrophysiciens menée par A. Riess, en évaluant le nombre de SN en fonction de leur distance, montre que le nombre de SN Ia tend à diminuer de plus en plus plus on arrive à des distances très loitaines et donc des temps très anciens (un univers jeune). Ils indiquent ainsi que le bon modèle pour les SN Ia serait plutôt celui impliquant un couple de naines blanches.

La traque des SN Ia les plus lointaines est fondamental pour apporter toujours plus de précisions, confirmer (ou infirmer) l'accélération de l'expansion qui fut mise en évidence il y a 15 ans. 

Ces deux records successifs tendent à confirmer le modèle cosmologique standard en vigueur, mais jusqu'à quand ? Peut-être jusqu'au prochain record de distance...

Références :

- The Discovery of the Most Distant Known Type Ia Supernova at Redshift 1.914
D.Jones et al. (dont Adam Riess)
The Astrophysical Journal  (10 mai 2013)

- Precision Measurement of the Most Distant Spectroscopically Confirmed Supernova Ia with the Hubble Space Telescope
D. Rubin et al. (dont Saul Perlmutter) (The Supernova Cosmology Project)
The Astrophysical Journal Volume 763 Number 1 (3 janvier 2013)

Lire Aussi : Et la Naine Blanche devint Supernova

Des Neutrinos Pour Etudier la Terre

KamLAND est un énorme détecteur de neutrinos situé au Japon. Son but principal est de détecter les neutrinos en provenance du Soleil, de supernovae ainsi que des neutrinos produits dans des réacteurs nucléaires pour étudier leurs oscillations.

Mais KamLAND, comme d'autres détecteurs de neutrinos, peut également détecter d'autres neutrinos, venant non du ciel, mais de l'autre côté, des profondeurs de la Terre.

La radioactivité, qu'elle soit produite par l'Homme dans les centrales nucléaires ou naturelle par l'existence de chaines de radioéléments issus de l'uranium et du thorium, naturellement instables, est une source importante de neutrinos. Un isotope radioactif qui se désintègre par émission béta moins emet en effet un électron accompagné d'un antineutrino électronique, et un isotope émetteur béta plus produit un positron accompagné d'un neutrino electronique.

 

Le détecteur de KamLAND est noyé dans le flux de (anti)neutrinos en provenance des centrales nucléaires japonaises situées à proximité. Or, suite à l'événement dramatique de mars 2011, tous les réacteurs japonais ont été mis à l'arrêt. Les physiciens japonais ont alors pu voir un très beau signal de neutrinos venant d'ailleurs, de la croûte terrestre. 

Ces neutrinos sont appelés des géoneutrinos. Ils avaient déjà été mesurés en 2005 par KamLAND mais beaucoup plus difficilement qu'aujourd'hui. Les géoneutrinos sont aussi traqués en Europe par l'expérience BOREXINO qui est installée dans le laboratoire souterrain du Gran Sasso en Italie.

 

Distribution des géoneutrinos détectables par KamLAND (hémisphère gauche) (KamLAND collaboration)

Que peuvent nous révéler ces neutrinos des profondeurs ? Ils sont en fait la seule possibilité que nous ayions pour mesurer la fraction de la chaleur interne de notre planète provenant de la radioactivité de l'uranium et du thorium. Nous savons que la puissance thermique produite dans le manteau et la croute terrestre avoisine les 47 TW. Mais cette chaleur possède deux composantes : la première est une chaleur résiduelle, rémanante depuis la formation de la planète il y a 4,5 milliards d'années, et la seconde est une chaleur produite par l'énergie dégagée lors de la décroissance des éléments instables des chaînes radioactives de l'uranium et du thorium. Ces deux sources tendent bien sûr à s'épuiser, la première étant soumise au refroidissement thermodynamique, la seconde par disparition des atomes radioactifs lors de leur décroissance et leur transformation en isotopes stables.

Quelle est la proportion de ces deux composantes ? C'est là que les géoneutrinos entrent en jeu, car ils permettent de fournir une quantification presque directe de la quantité de radioactivité présente dans le manteau terrestre. Jusqu'à présent, les géologues estimaient que la Terre contenait la même proportion d'éléments radioactifs que les météorites primitives, mais n'en n'étaient pas très sûrs.

KamLAND, grâce à son détecteur liquide de 1000 tonnes a patiemment collecté 116 géoneutrinos entre 2002 et 2012. De leur côté, leurs collègues européens, muni d'un détecteur de seulement 300 tonnes, en ont enregistré 14 durant 5 ans.

Grâce à ces flux mesurés, les physiciens et géologues parviennent à déduire, en faisant l'hypothèse que uranium et thorium sont uniformément répartis dans le manteau terrestre, que la proportion de la puissance thermique issue de la désintégration radioactive de ces éléments se situe entre 11 et 18 TW sur les 47 TW.

Mais plusieurs modèles coexistent : l'uranium et le thorium peuvent être dispersés uniformément dans la profondeur du manteau, ou bien préférentiellement à la limite noyau-manteau. La distinction du bon modèle doit permettre de beaucoup mieux comprendre les flux de chaleur, et notamment combien de temps ils continueront à s'écouler en produisant tous les phénomènes géologiques que nous connaissons à commencer par les plus dévastateurs.

Cela permettrait également de déterminer le plus précisément possible en combien de temps notre chère Terre va se refroidir définitivement.

 

Vue de l'intérieur du détecteur KamLAND (Berkeley Laboratory)

Le problème des physiciens est que la totalité des laboratoires souterrains actuels où sont chassés les neutrinos se trouvent sur des plateaux continentaux, que ce soit au Japon, en Chine, en Italie ou au Canada. Or, les géoneutrinos intéressants sont ceux du manteau, dont l'origine se situe à plusieurs milliers de kilomètres de profondeur, et la croûte, sur laquelle nous vivons, contient elle aussi sa  quantité non négligeable d'uranium et de thorium, sources de géoneutrinos qui s'avèrent gênants pour de belles mesures concernant le manteau.

Les spécialistes élaborent ainsi aujourd'hui de nouveaux concepts de détecteurs de géoneutrinos, non plus enfouis dans des laboratoires souterrains sur des plateaux continentaux, mais des détecteurs qui seraient situés au fond des océans, là où la croûte terrestre est bien plus fine que sur les continents. L'un de ces concepts propose un détecteur de 10000 tonnes qui serait déposé sur le fond marin à partir d'une gigantesque barge. Il est aujourd'hui en attente de financement, mais ces initiateurs américains ont de l'espoir.

Les neutrinos apparaissent aujourd'hui comme des outils incontournables pour de nombreuses branches qui vont au-delà de la physique des particules ou des astroparticules. Nul doute que la science des géoneutrinos (ou la géoscience des neutrinos) n'en est qu'à ses débuts.

Source :

Detectors zero in on Earth’s heat

Geoneutrinos paint picture of deep-mantle processes.

A. Witze

Nature 496, 17 (04 April 2013)

AMS-02 Confirme un Excès de Positrons

Samuel Ting a annoncé les premiers résultats de AMS-02. Dans une longue présentation au cours de laquelle il a dû citer presque tous les physiciens impliqués dans l'expérience (j'exagère à peine), Ting, après avoir décrit dans le menu détail comment fonctionne AMS-02, comment il a été testé, comment il a été envoyé en orbite, etc, en est venu au bout de 50 minutes aux résultats de physique sur la fraction de positrons, c'est à dire le ratio du flux de positron sur le flux d'électrons+positrons.

Comme on le sait, les positrons peuvent avoir plusieurs origines, dont la plus interessante pour nous est l'annihilation de particules de type WIMPs. 

La signature d'un tel phénomène est une augmentation constante de la fraction de positron en fonction de l'énergie des positrons et électrons, suivie d'une brutale chute à l'énergie précisément qui correspond à la masse de la WIMP (un neutralino) qui s'annihile avec son antiparticule.

Et bien, que disent les données de AMS-02 ? Ceci :

La fraction de positrons augmente bel et bien quand l'énergie des particules augmente. Cet excès est aujourd'hui totalement incompris et confirme ce qu'avait entrevue l'expérience PAMELA il y a quelques années...

Il est compatible avec une annihilation de WIMPs, mais on n'observe par la forme de courbe caractéristique qui aurait été le signe définitif, c'est à dire une brutale chute. Cette chute peut se situer à des énergies plus élevées. Il a été noté notamment que la courbe a tendance à s'aplatir au delà de 100 GeV...

On notera que le dernier point qui apparait sur la courbe se situe à une énergie de 350 GeV. AMS-02 peut mesurer des énergies allant encore plus haut, aux environs de 1 TeV. Mais plus l'énergie des particules (électrons et positrons) est importante, moins il y en a. Le dernier point par exemple correspond à l'enregistrement de 72 particules, ce qui est minuscule, comparé aux 6,8 millions qui ont été utilisées dans l'analyse.

Il faudra donc attendre encore quelques temps pour avoir de nouveaux points à plus haute énergie et pour réduire les barres d'incertitude qui apparaissent logiquement de plus en plus grandes quand l'énergie augmente...
L'analyse de l'anisotropie du signal de positrons en excès montre également qu'ils proviennent de toutes les directions, ce qui est toujours compatible avec une source de type Matière Noire et à tendance à exclure une origine de sources astrophysiques comme des pulsars, qui seraient plus nombreux vers le centre galactique...
 

S'il fallait résumer en quelques mots, disons que AMS-02 n'a pas mis en évidence la matière noire, mais ne l'exclut pas. Les résultats confirment un excès de positrons aux hautes énergie avec une grande précision. Cet excès de positrons reste à expliquer...

Ces résultats seront publiés dès le 5 avril dans Physical Review Letters.

La Relativité Générale Testée en Conditions Extrêmes Grâce à Sgr A*

D’ici deux ans, le réseau de quatre radiotélescopes nommé le Event Horizon Telescope, qui a déjà révélé de nouvelles données sur Sgr A*, le trou noir central de notre galaxie, ainsi que sur celui, bien plus monstrueux, de la galaxie M87, augmentera énormément ses capacités d’observation. Une trentaine de radiotélescopes du réseau ALMA au Chili ainsi que le radiotélescope de 10 m du Pôle Sud (le bien nommé South Pole Telescope) rejoindront en 2015 le réseau de l’Event Horizon. L’ajout de ces unités permettra d’améliorer par un facteur deux la résolution accessible, en créant un radiotélescope virtuel de la taille de la Terre. Sheperd Doeleman du MIT, coordinateur du projet, précise que le radiotélescope ainsi constitué pourra faire des observations totalement inédites de Sgr A* et de son disque d’accrétion.

Il devrait notamment pouvoir observer un phénomène prédit par la théorie de la relativité générale qu’on appelle l’ombre du trou noir.

Région de Sgr A* vue par Chandra X-Ray (NASA/Chandra)

La matière qui se retrouve à proximité du trou noir et un peu trop proche se voit irrémédiablement entrainée par le monstre. Elle se trouve littéralement déchirée par les forces gravitationnelles et est chauffée à plusieurs centaines de millions de degrés, illuminant ainsi la zone entourant le trou noir. La plupart de ce rayonnement tombe également dans le trou noir, mais la petite partie de la lumière qui frôle l’horizon du trou se retrouve incurvée par la gravité pour former un fin anneau ou halo qui vient « dessiner » l’ombre du trou.

C’est en observant en détail la forme géométrique de cette ombre qu’il sera possible de tester si la relativité générale d’Einstein décrit correctement la distorsion de l’espace-temps observée, connaissant par ailleurs la masse de Sgr A* (4,1 millions de masses solaires) à l’origine de cette courbure.

Mais il y existe un autre moyen de tester observationnellement la relativité générale en conditions extrêmes.  Toujours autour de notre cher trou noir supermassif, une étoile brillante nommée S0-2, découverte il y a 20 ans, y gravite. Et il se trouve que S0-2 se rapproche en ce moment très près du TN. 

En 2018, elle parviendra à une distance du trou de seulement  4 fois la distance Soleil-Neptune, soit deux fois plus près que le nuage de gaz qui est actuellement en cours de route et dont nous avons déjà parlé (voir ici).

Le passage au plus près du trou de S0-2 sera exploité à la fois en observant la lumière émise par l’étoile, et comment celle-ci se retrouve décalée dans le rouge par le champ gravitationnel, ainsi que par l’enregistrement très fin de son mouvement orbital.

Simulation de l'ombre d'un trou noir (Smithsonian Astrophysical Observatory)

L’observation du redshift gravitationnel offrira une image de la courbure de l’espace-temps produite par Sgr A* et la trajectoire reconstruite en 3 dimensions de l’étoile (qui orbite autour du trou en 16 ans) devrait montrer si il existe un mouvement de précession de l’orbite du aux effets relativistes, et le quantifier… L’effet de précession est beaucoup plus difficile à mesurer que le décalage spectral, car l’environnement de Sgr A* est très encombré, mais l’équipe qui s’est lancée dans cette quête (menée par Andrea Ghez de UCLA, la grande spécialiste de ce qui tourne autour de Sgr A*) a trouvé très récemment une étoile voisine, seize fois moins brillante et ayant une orbite de 11,5 ans seulement, qui pourra aider à distinguer les perturbations gravitationnelles.

100 ans après les observations de Arthur Eddington concluant à la courbure de la trajectoire de la lumière par le soleil, qui donnèrent une preuve éclatante de la relativité générale Einsteinienne, les astrophysiciens d’aujourd’hui vont pouvoir pousser la relativité générale dans ses retranchements en observant au plus près l’enfant très singulier de la théorie.

Lire aussi : Comment mesurer la rotation d'un trou noir supermassif ?

Source :

Decade of the Monster

R. Cowen

Science 29 March 2013  Vol. 339 no. 6127 pp. 1514-1516

Annonce des Résultats de AMS-02, enfin !

Lundi dernier, je me languissais (voir là) de voir les résultats de AMS-02 sur l'excès (ou pas) de positrons dans le rayonnement cosmique, et bien ça y est ! Le jour tant attendu des résultats de AMS-02 est annoncé ! A vos écrans :

Le Jour où Bételgeuse Explosa.

C’était la veille de mon 71^ème anniversaire, comment oublier un soir pareil ? Le 14 février 2044, déjà plus de dix ans. Depuis tout petit j’aimais contempler le ciel pendant la saison hivernale, et surtout la constellation emblématique du ciel d’hiver, ce guerrier céleste d’Orion. Je ne me suis toujours pas fait à cette nouvelle forme, je l’avoue. Bételgeuse me manque.

Comment oublier ce soir de février lorsque je vécus en direct la fin annoncée de cet astre devenu monstrueux ? Et pourquoi devrai-je oublier après tout ?

Comme à mon accoutumée, j’étais dehors, il était presque 20h30, et je promenais mon regard entre les Pléiades, qui avait à ce moment-là la visite du gros Jupiter, et plus au sud mon cher Orion. Le ciel était d’une pureté indicible comme souvent en Provence.

Et puis ce fut le flash, ou plutôt l’allumage de ce phare. Mon regard était porté sur Bételgeuse et sa teinte orangée, je la regardais, oui, je la regardais à cette seconde précise, et je l’ai vue mourir. Mourir et se transformer en trou noir. J’ai reçu ses premiers photons gamma dans mes pupilles dilatées. Je fus le premier homme, avec des milliers d’autres, à savoir que Bételgeuse telle que des centaines de milliards d’humains l’avaient connue, n’était plus dans le ciel.

Je reçus sur toute la surface de ma peau ses neutrinos vieux de 450 ans, incrédule et joyeux en même temps, et pour tout dire inconscient de ce qui se passait dans la stratosphère.

Cet éclat presque aveuglant avait d’abord pris une teinte bleue, durant les quelques premières secondes qui me laissèrent sans voix, figé. Puis la blancheur fantômatique pris le dessus, j’ai même cru qu’elle produisait des ombres  alentours, mais je ne regardais qu’elle, croyant à peine à ce que je voyais. C’était pourtant la réalité, ce moment que j’attendais depuis enfant c’était finalement réalisé. Rien ne serait plus comme avant, nous étions entrés dans l’ère de la Supernova.

C’est vrai, depuis dix ans, l’astrophysique a supplanté toutes les autres sciences. L’humanité entière a été touchée par ce cataclysme stellaire finalement si proche de nous et s’est mise à s’intéresser de très près à tout ce qui se passe là-haut, au-dessus de nos têtes. Depuis que tous les détecteurs de neutrinos se sont affolés, cette particule étonnante n’a plus aucun secret pour des milliards d’hommes et de femmes qui auparavant ignoraient jusqu’à l’existence de ce monde fugace des particules produites dans les étoiles.

Depuis dix ans, la science qui étudie les interactions des rayons gamma avec l’atmosphère, ces gerbes gigantesques de particules chargées, a fait un tel pas de géant dans la compréhension que tout semble désormais à portée de main… sans parler de la physique des trous noirs que nous connaissions si mal avant.

Je l’aimais bien Bételgeuse et son halo rougeoyant au sommet d’Orion dans le vent glacé. Je l’imaginais souvent comme une sorte de pelote boursoufflée éjectant par périodes ces masses  d’hydrogène et d’hélium qu’elle souffla si vite cette nuit-là.

Bien sûr, il nous reste ce magnifique résidu, ce si bel anneau de gaz aux reflets rubis. Une nouvelle nébuleuse d’Orion, comme si la constellation n’en possédait pas déjà suffisamment. Il est certain que nous, qui avons été élevés dans l’admiration de la Grande Nébuleuse, celle du baudrier, nous aurons toujours du mal à expliquer aux jeunes générations qu’il y avait plus beau dans Orion que cette incroyable nébuleuse de la Perle, cette perle multicolore admirable par tous, le cadeau que nous a offert Bételgeuse en partant. Même si elle a supplanté tous les autres objets, le ciel est désormais riche de nombreux observateurs avertis qui ne se contentent plus d’admirer la Perle dès la nuit tombée.

Bételgeuse en explosant ce jour-là nous a ouvert les portes de l’Univers.

AMS-02, Détecteur d'Antimatière pas Comme les Autres

AMS-02 est un instrument unique. Signifiant Alpha Magnetic Spectrometer, ce gros détecteur de particules est fixé sur la station spatiale internationale depuis mai 2011.
Il permet de détecter des milliards de particules du rayonnement cosmique, et surtout de les trier, c'est à dire de déterminer leur nature, leur énergie et leur direction d'incidence.

Le concept utilisé est basé sur la déviation d'une charge électrique en mouvement par un champ magnétique. Une particule chargée subit une courbure de sa trajectoire en présence d'un champ magnétique. Cette courbure est plus ou moins forte en fonction de la masse de la particule. Et une charge électrique opposée provoque une courbure en sens opposé.
A partir de ces interactions de physique "classique", AMS-02 permet ainsi de compter chaque type de particule et d'antiparticule qui vient à sa rencontre, et à mesurer leur énergie.
Il peut s'agir de protons, d'électrons, mais aussi de noyaux d'atomes légers comme des noyaux d'hélium (qu'on appelle aussi particules alpha), jusqu'à des noyaux de béryllium, et bien sûr de leurs antiparticules respectives...
Et des particules, AMS-02 en a compté plusieurs dizaines de milliards depuis sa mise en service il y a deux ans (bientôt 31 milliards à l'heure où j'écris ces lignes).

Le père de AMS est un ancien prix Nobel de physique (Nobel 1976) : Samuel Ting. Il a proposé cette idée à l'administration américaine à la fin des années 1990. Un prototype (AMS-01) avait été tout d'abord conçu au debut des années 2000 et a volé 12 jours à bord d'une Navette afin de montrer la faisabilité. AMS-02, lui, est voué à fonctionner jusqu'à la fin de la station spatiale internationale, pour un coût de 1,5 milliards de dollars...

L'une des informations les plus attendues des résultats d'AMS-02 concerne l'antimatière. Les détecteurs d'AMS-02 permettent de mesurer très précisément par exemple quelle est la proportion de positrons (anti-électrons) dans l'ensemble des particules détectées (la paramètre clé étant le ratio positrons/électrons). 

La proportion de positrons a été mesurée par d'autres expériences dans le passé (PAMELA et FERMI-LAT) et montrait un léger excès mal compris (voir aussi mon précédent post Trop de positrons dans le rayonnement cosmique).
Or, AMS-02, de par sa sensibilité beaucoup plus grande et sa capacité à analyser finement l'énergie des particules, devrait pouvoir révolutionner les choses. C'est du moins ce qu'attendent nombre de physiciens des astroparticlues, pour qui les résultats d'AMS-02 peuvent confirmer (ou infirmer) de manière éclatante l'excès de positrons aux hautes énergies (que ne pouvaient pas atteindre les expériences précédentes).

Et un tel excès de positrons à haute énergie en provenance du centre galactique est tout sauf anodin, car il s'agit de l'une des signatures indirectes de l'existence de matière noire!...
Lorsque des particules de matière noire (hypothétiques pour le moment) rencontrent leurs antiparticules, elles s'annihilent en produisant soit des photons gamma, soit des paires électrons-positrons.
La masse de ces hypothétiques WIMPs étant importante, l'énergie correspondante des photons gamma ou des électrons et positrons produits est également très élevée.
Et comme c'est au centre de la galaxie que la densité de WIMPs serait la plus importante, c'est aussi là que leur probabilité d'annihilation serait la plus grande. Observer des positrons de haute énergie en provenance du centre galactique, on le comprend, serait donc un signal très intéressant!...

Synoptique des types de signaux mesurés par les détecteurs de AMS-02 en fonction de la particule (LAPP/CNRS - Collaboration AMS)

C'est pour cette raison que depuis quelques mois, les premiers résultats de AMS-02 sont attendus avec fébrilité par toute la communauté des astroparticulistes. Il se trouve que Samuel Ting entretien le suspense et le teasing. Invité le 15 février dernier au meeting annuel de l'AAAS (American Association for the Advancement of Science) au MIT, Ting n'a rien dévoilé, mentionnant juste qu'un des 6 groupes de chercheurs de l'équipe qui a analysé plus de 25 milliards de particules avait des conclusions très différentes des 5 autres et que rien ne pouvait être publié si ça n'en valait pas la peine (comprendre : si la conclusion n'est pas robuste), en tout cas pas avant plusieurs semaines...
Début Mars aux Rencontres de Moriond de Physique des Particules, aucun résultat n'a été annoncé non plus au grand désespoir des participants, juste la précision qu'un article était en attente d'approbation pour être publié, rien de plus...

Cela fait maintenant plusieurs mois qu'une publication est annoncée pour le début 2013, puis pour le mois de mars. Nous y sommes et toujours rien. La tension est à son comble... La collaboration AMS-02 a-t-elle trouvé quelque chose ?

Les jours ou semaines qui viennent vont être décisifs. Restez à l'écoute et retenez ces trois lettres : A, M, S...

Compte twitter de la collaboration AMS-02 : @ams_02
Site web : http://ams.cern.ch/