12/01/14

G2, le Festin Retardé

Il y a tout juste deux ans, je vous parlais d'un nuage de gaz nommé G2, vous vous souvenez ?

Mais si, souvenez-vous, G2, ce nuage de gaz interstellaire gros comme trois fois la Terre et qui est en train de filer à une vitesse folle vers le trou noir supermassif de notre galaxie, Sgr A*. Nous en avions parlé au début de 2012.

Sgr A* imagé en rayons X par Chandra
(Chandra X-Ray Laboratory)
Son contact tant attendu avec notre énorme trou noir était prévu à la fin de l’année 2013, mais sa chute spiralée est un peu plus lente qu’initialement prévu et  à la vitesse où se passent les choses, le festin doit avoir lieu vers le printemps 2014.

Une équipe d’astronome de l’université du Michigan a décidé de suivre de très près les événements et scrute en direction de Sgr A* tous les jours grâce au télescope spatial Swift en observant en rayons X. Bien évidemment, c’est un événement inédit à une telle distance, les spécialistes ne veulent rater le spectacle sous aucun prétexte.

Cette collision va donner aux astronomes l’opportunité unique de voir comment un trou noir supermassif très calme comme le nôtre va absorber cette matière. On pourrait en savoir plus sur la raison pour laquelle certains trous noirs supermassifs sont plus calmes que d’autres.

Vue d'artiste du nuage G2 tombant
sur le trou noir supermassif
(ESO / MPE / M.Schartmann)
Le télescope Swift est le seul instrument qui peut fournir des images quotidiennes du centre galactique en rayons X. Les astrophysiciens de l’Université du Michigan ont créé un logiciel qui analyse automatiquement la moindre évolution dans l’intensité du signal de rayons X reçu jour par jour.

Si G2 est bien un nuage de gaz (la certitude n’est pas acquise, ce pourrait aussi être une vieille étoile entourée de son enveloppe), l’illumination en rayons X pourrait durer plusieurs années, le temps que le gaz soit accrété autour du trou avant d’être absorbé. S’il s’agit d’une vieille étoile, en revanche, le spectacle pourrait ne pas être au rendez-vous.

Mais les plus optimistes espèrent une augmentation de luminosité (en rayons X) de 10 000 fois tout de même.
Il faut rappeler ici que les trous noirs supermassifs qui sont tapis au centre des galaxies influencent l’évolution de toute une galaxie (formation des étoiles, grossissement de la galaxie, interactions avec d’autres galaxies,…).

L’approche de G2 de Sgr A* est une fenêtre unique sur les processus physiques qui dirigent les trous noirs supermassifs de l’univers actuel.

Rendez-vous dans quelques mois pour la suite de la représentation, restez à l'écoute...



11/01/14

Soixante Nanosecondes, extraits

Soixante Nanosecondes, mon premier roman, voit environ une quinzaine de nouveaux lecteurs par jours. Plus de 1500 d'entre vous ont déjà lu ce livre que j'ai écrit durant l'été 2013 sous le soleil d'Italie, et que je vous offre aujourd'hui gracieusement (pour zéro centime!, je suis comme ça).

Si vous faites partie de ceux qui ne connaissent pas encore les aventures de Cristina Voldoni, jeune chercheuse qui est confrontée à des neutrinos récalcitrants, ainsi que la vie tourmentée de Ettore Majorana, son illustre prédecesseur 75 ans plus tôt, pour vous donner l'envie de découvrir ces histoires entremêlées, je vous invite à lire ici les premières pages des chapitres 1, 2 et 3...

Vous retrouverez Soixante Nanosecondes en texte intégral et en de multiples formats ebook pour PC, tablettes ou liseuses, ainsi qu'en version audio, sur la page dédiée : Soixante Nanosecondes

Bonne lecture!


Chapitre 1  (extrait)

Il ne cliqua pas sur envoyer. Daniel n’arrivait pas à se décider à annoncer à Luigi la mauvaise nouvelle. Le résultat de la mesure était si absurde, il voulait encore chercher. Ils ne faisaient que ça depuis plus d’un mois.
La première mesure de la vitesse de neutrinos sur une longue distance venait d'être effectuée et son résultat était aberrant. Ils avaient été détectés avec soixante nanosecondes d'avance sur ce qu'on pouvait logiquement attendre. Il devait y avoir un problème dans le processus de la manip. Il faut dire que cette mesure de vitesse relevait de l'usine à gaz. La collaboration scientifique SYMPHONIE qui étudiait les oscillations de ces particules élémentaires qu'on appelait des neutrinos, avait décidé, à la courte majorité de ces membres, d'ajouter une mesure de vitesse à ses actions expérimentales, même si cette donnée en soi n'apportait rien pour la problématique de l'oscillométrie des neutrinos.
Cela faisait cinq ans que Luigi Scuola était devenu le porte-parole puis le directeur scientifique de la collaboration internationale qui regroupait plusieurs dizaines de physiciens et physiciennes de neuf pays européens. Il avait besoin de publier un résultat sur cette mesure de vitesse avant que l'expérience américaine concurrente ne le fasse. Question de prestige.
Daniel Quintet, le responsable du groupe français qui avait proposé de faire cette mesure avec ce protocole quelque peu complexe, n'était pas fier de devoir annoncer à Luigi la nécessité de vérifier de nombreux paramètres, avec toutes les difficultés que cela imposait. Il faudrait peut-être refaire une demande de production de muons auprès du CERN, les délais étaient courts.
L'expérience SYMPHONIE était installée dans le laboratoire souterrain du Gran Sasso, une caverne enfouie sous la montagne bordant L'Aquila, dans les Abruzzes italiennes. C'était le laboratoire souterrain le plus en vogue en physique des particules, non seulement en Italie, mais aussi bien au-delà. Depuis la première découverte d'une oscillation des neutrinos, le fait qu'ils changent périodiquement de type au cours de leur trajet dans la matière, de nombreuses expériences s'étaient montées pour mieux comprendre les rouages physiques qui étaient à l’œuvre. Une toute nouvelle branche de la physique des particules était ainsi née quelques années plus tôt, prenant le nom d'oscillométrie des neutrinos. Il s'agissait de mesurer le plus précisément possible comment les neutrinos changent de saveur. 
Les mesures d'oscillométrie qui étaient développées par l'expérience SYMPHONIE, un acronyme comme seuls les physiciens savaient en inventer, qui signifiait SYMetric PHOtoemulsion NeutrIno Experiment, reposaient sur la détection de neutrinos de type tau produits par un faisceau initial de neutrinos de type mu à 732 kilomètres de là, au CERN en Suisse. Certains neutrinos mu changeaient de type – on disait de saveur – au cours de leur trajet dans la croûte terrestre et pouvaient être détectés au laboratoire souterrain italien quelques millisecondes après avoir été produits au CERN.
Daniel Quintet n'avait même pas pris la peine de donner plus de détails à Luigi Scuola, tant le résultat lui semblait illogique. Pour lui, il était évident que quelque chose clochait quelque part dans la manip.
C'est le groupe d'Orsay mené par Daniel qui avait proposé aux autres groupes de la collaboration d'ajouter cette manip annexe dans la manip principale : mesurer la vitesse des neutrinos de manière absolue, c'est à dire mesurer le temps de vol très précisément ainsi que la distance exacte puis diviser l'un par l'autre pour obtenir une valeur de vitesse. Alors que c'était extrêmement séduisant et simple sur le papier, s'en était tout autre dans la réalité.
Cela faisait maintenant presque trois ans que la conception des sous-systèmes et du principe de GPS synchronisé avait été lancés. Et finalement, des deux mesures, c'était peut-être la mesure de distance entre le CERN et la caverne du Gran Sasso qui avait été la plus délicate à effectuer. 
Les physiciens et physiciennes français avaient vu grand quand ils avaient proposé l'idée au staff de SYMPHONIE qu'ils venaient tout juste de rejoindre à l'été 2008 : il fallait utiliser des satellites de positionnement global – ce qu'on appelait le système GPS – pour retransmettre des informations à la fois spatiales et temporelles : la distance très précise entre deux points et un top de départ. Le top d'arrivée était obtenu, lui, au laboratoire souterrain par les détecteurs de neutrinos. Ils avaient demandé l'assistance de spécialistes du centre national d'études spatiales de Toulouse pour la mise en œuvre des systèmes spatiaux les plus à la pointe.
Les détecteurs de neutrinos de SYMPHONIE étaient fondés sur une technologie relativement simple, il s'agissait d'une série de plaques de plomb entrelacées avec des plaques d'émulsion photographique. Les neutrinos produisaient des réactions dans le plomb, des particules secondaires étaient alors créées et déposaient une partie de leur énergie dans les plaques d'émulsion, qui pouvaient être analysées rapidement.
C'est un jeune chercheur doctorant, Frédéric Fournier, alors en tout début de thèse à la fin de l'été 2008, qui donna l'idée à son directeur de thèse de mesurer quelle était la vitesse des neutrinos détectés par SYMPHONIE, simplement en mesurant la distance et le temps. Frédéric était un de ces jeunes chercheurs un peu imbus d'eux-mêmes, très fiers de faire partie de cette nomenklatura scientifique peuplant le campus d'Orsay. Il avait de plus ce don de réussir à imposer ses vues, uniquement par sa manière d'asséner des phrases comme si ce ne pouvait être que des vérités. Il montrait une assurance sans faille, qui pouvait être vu par certains comme de la suffisance.
Ce jour-là, il évoqua cette idée en blaguant autour de la machine à café. Il ne pensait pas vraiment pouvoir faire ce type de mesure. Il était plongé dans la bibliographie concernant son sujet de thèse, ce que font tous les chercheurs doctorants les trois premiers mois. Il potassait des dizaines de publications sur les détecteurs de particules à émulsion et les systèmes de lecture automatique de ce type de plaques. Il s'amusa à proposer non seulement l'idée de la mesure de vitesse, mais il imagina également tout le protocole expérimental qu’il faudrait mettre en œuvre pour y parvenir. Bernard Jeulin, son directeur de thèse, le prit d'emblée au sérieux, tout en étant un peu sceptique.
Quand il évoqua l'idée à son tour, autour d'un autre café, à son collègue et ami Daniel Quintet, ce dernier fut tout de suite convaincu. Il faut dire que la tâche dévolue au groupe d'Orsay au sein de la collaboration SYMPHONIE n'était parfois pas très excitante : ils participaient au groupe Détecteurs du consortium, il s'agissait de développer les systèmes de détection à base d'émulsions permettant d'enregistrer les traces de particules chargées. Une petite manip annexe un peu hors du cadre de l'expérience principale de détection des neutrinos tau ne pouvait que le réjouir, au moment où le travail du groupe, qui plus est, ne lui semblait pas être reconnu à sa juste valeur par les autres membres de la collaboration.
Daniel Quintet demanda rapidement à Frédéric Fournier de lui décrire comment il verrait les choses. Ce dernier fut surpris, mais comprit vite que Jeulin avait répété sa blague de la machine à café... 


Chapitre 2 (extrait)

"Nom de Dieu, c'est l’électron positif de Dirac!"
C'est en ces termes que Werner Heisenberg réagit à la lecture du numéro 43 de la Physical Review de ce mois de mars 1933 qu'il venait de recevoir dans son casier de courrier de l'Université de Leipzig. L'article était signé d'un certain Carl David Anderson du California Institute of Technology et y était mentionné qu'il avait été envoyé fin février à la célèbre revue américaine. Ce Carl Anderson était un parfait inconnu, on n'avait jamais entendu ce nom dans la communauté de la physique subatomique naissante.
C'était exceptionnel, à peine cinq ans avaient suffi pour trouver cet électron positif que Paul Dirac avait prédit dans sa théorie de l'électrodynamique quantique. Werner Heisenberg, l'un des pères fondateurs de la mécanique quantique, était subjugué, Paul Dirac avait donc raison... Dès la fin de la lecture de l'article, qui n'interprétait pourtant pas du tout la découverte comme étant l'anti-électron de Dirac, mais simplement comme une nouvelle particule de masse comparable à celle de l'électron mais de charge opposée qu'Anderson nommait "positron", Heisenberg quitta son bureau le journal à la main et se dirigea trois portes plus loin dans le long couloir sombre de l'institut de physique.
Il entra sans frapper dans le bureau du jeune physicien théoricien italien qui était là en visiteur depuis seulement deux mois.
– Ettore, regardez cet article, c'est fantastique, c'est l'électron positif de Dirac ! Ils l'ont observé! Un américain! Sa conclusion est stupide, mais c'est bien un électron positif!
– Ah oui ?
– Dirac avait raison!
– Laissez-moi le journal, je vais regarder ça.
Heisenberg laissa son numéro de Physical Review à Ettore Majorana et retourna très vite dans un bureau adjacent pour colporter la nouvelle.
Ettore Majorana venait de passer deux mois incroyables à l'université de Leipzig auprès du maître de la physique moderne qu'était alors Werner Heisenberg. Il avait été en quelque sorte obligé d'accepter la proposition de son directeur, le grand Enrico Fermi, de faire un séjour de sept mois à Leipzig. Ettore Majorana était un jeune physicien particulier. Prodige serait un terme plus approprié. Il avait rejoint l'institut de Physique de Rome cinq ans auparavant à l'âge de 22 ans pour côtoyer les meilleurs physiciens théoriciens d'Italie rassemblés là par Fermi dans le but de former une équipe de choc. Et un choc, Ettore en avait produit un lors de son arrivée, lorsqu'il défia le plus simplement du monde le pape Fermi comme il était appelé par ses collègues. Il passa son diplôme de master avec Fermi  en 1928 puis sa thèse de doctorat seulement une année plus tard, sur la mécanique quantique des noyaux radioactifs.
Ettore comprenait tout très vite et parvenait à effectuer des calculs à une vitesse qui dépassait l'entendement de ses contemporains. L'équipe de Fermi le craignait peut-être plus qu'ils ne l'admiraient. Il n'était pas comme eux. Il ne passait que quelques heures par jours à l'institut, pour griffonner des équations dans la bibliothèque. Ettore ne semblait pas faire de la physique pour faire avancer la science mais plus pour lui-même. Il dédaignait publier des résultats. Il semblait chercher la vérité des lois fondamentales, peu lui importait de partager ses découvertes avec le monde. Il vivait dans son monde à lui, et ce depuis son enfance pas si lointaine.
Depuis son arrivée en Allemagne en janvier, en plein tumulte électoral, Ettore Majorana avait été pris sous l'aile protectrice de Werner Heisenberg, à qui Fermi avait relaté les exploits scientifiques du jeune génie. Heisenberg le couvait littéralement. Et Ettore, d'ordinaire si renfermé et asocial, s'était ouvert peut-être pour la première fois. Il avait commencé à discuter avec des collègues physiciens et même bataillé sur des concepts théoriques qu'il était l'un des seuls au monde à maîtriser parfaitement.
Ces deux premiers mois avaient été merveilleux pour Ettore, il avait de plus trouvé en Heisenberg, de cinq ans son aîné mais déjà professeur d'université, un alter ego scientifique à la clarté d'esprit hors du commun et aux redoutables capacités de calcul, tout comme lui. Heisenberg ne lui avait jamais posé trop de questions sur son parcours, sans doute Fermi lui en avait-il dit quelques mots. Tout de suite, il lui avait donné de gros problèmes théoriques à résoudre, comme peaufiner le modèle du noyau atomique que lui-même avait commencé. C'était un travail d'équipe, il devait réfléchir avec d'autres physiciens de talent qui étaient invités comme lui à Leipzig comme l'américain Feenberg ou le danois Léon Rosenfeld.
Ettore, contrairement à ses habitudes romaines, semblait prendre plaisir à côtoyer ses collègues pour partager ses travaux et confronter ses résultats de calcul. Il avait déjà de son côté élaboré tout un modèle du noyau atomique à Rome. Sa vision était légèrement différente de celle des allemands, quoique dans le même esprit. Il avait surtout pris en compte dès le début le neutron, cette particule découverte l'année précédente, comme un alter ego du proton, un véritable proton neutre comme certains l'appelaient encore. Mais Ettore était surtout devenu très familier de Werner Heisenberg, en qui il avait trouvé quelqu'un à qui parler d'abord de physique puis de nombreux autres sujets. La singularité de Majorana n'avait pas échappé à Heisenberg. Il respectait son attitude autistique, il la comprenait et savait que de là jaillissait le génie.
Lorsqu'il lut l'article d’Anderson intitulé "The positive electron", Ettore Majorana comprit bien qu'il s'agissait d'un électron positif qui ressemblait beaucoup à celui que Dirac prédisait dans sa théorie de 1928. Les nombreux clichés de chambre à brouillard qui étaient reproduits à la fin de l'article étaient éloquents à cet égard. Soit, l'électron positif existait bel et bien. Mais cet Anderson n'avait visiblement rien compris à l'implication de sa découverte.

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Chapitre 3 (extrait)


Il avait fallu presque une année entière pour finaliser la conception de la manip une fois que cette dernière avait été acceptée par le consortium SYMPHONIE. A l'automne 2009, le temps semblait passer trop vite pour Frédéric Fournier qui entamait sa deuxième et avant dernière année de thèse. Il commençait sérieusement à se dire qu'il ne verrait peut-être pas la mesure en elle-même mais juste sa mise au point et les tests associés.
L'équipe d'Orsay s'étoffa par l'arrivée d'une jeune chercheuse en post doctorat, une sympathique brune italienne longiligne à la voix plus rauque que suave. Cristina Voldoni venait de soutenir sa thèse à l'Université de Milan sur la recherche d'une désintégration béta extrêmement rare, dans le but de démontrer la nature potentiellement très particulière des neutrinos : qu'ils seraient leur propre antiparticule. Sa manip s'appelait GERMA, un nom facilement trouvé pour une expérience qui utilisait de gros détecteurs en germanium. Elle était également installée au laboratoire souterrain du Gran Sasso. Cristina  avait le gros avantage de bien connaître à la fois la physique des neutrinos et le labo souterrain, en plus de connaître la langue de Pirandello. Daniel était fier de sa recrue.
Dès qu'elle arriva au LP2HE au début septembre 2009, Frédéric remarqua sa longue chevelure brune nouée d'une manière très élégante. Il savait que l'Italie, à l'opposé de la France, produisait de nombreuses physiciennes, et il était heureux de pouvoir parler de neutrinos avec quelqu'un de son âge mais du sexe opposé.
Cristina parlait un français tout à fait correct, avec tout de même un accent prononcé qui n'était pas sans charme. Lorsqu'elle fit le tour du labo le jour de son arrivée, Daniel lui avait présenté chaque membre du groupe en la présentant à chaque fois comme la nouvelle recrue tant attendue qui apporterait une nouvelle compétence expérimentale pour la mise en route de la manip. Elle s'était montré à la fois attentive et curieuse envers chacun, posant d'emblée des questions le plus souvent pertinentes à ses interlocuteurs. Elle semblait déjà tout connaître et avoir tout compris sur les systèmes, les méthodes et les enjeux.
La manip occupait maintenant environ une bonne vingtaine de chercheurs, ingénieurs et techniciens au sein du LP2HE mais aussi dans deux autres laboratoires de l'institut national de physique des hautes énergies à Grenoble et à Annecy, qui avaient rejoint la collaboration SYMPHONIE et avaient proposé leurs services pour renforcer le groupe d'Orsay, qui restait malgré tout largement majoritaire.
A l'arrivé de Cristina en septembre 2009, la conception des systèmes de mesure de temps et de distance étaient finalisée, c'est à dire que tout restait à faire. On savait quel type de matériel serait utilisé et comment, mais il fallait maintenant mettre la main à la pâte. Et, Bernard Jeulin comme Frédéric Fournier étaient très heureux à l'idée de pouvoir enfin toucher du concret. Les compétences expérimentales indéniables de Cristina étaient un atout dans cette phase du projet. La durée de son contrat postdoctoral était de trois ans, elle devait terminer un an après que Frédéric eut fini sa thèse. Ils avaient ainsi tous les deux un objectif commun : faire cette manip le plus vite possible. L'inconvénient était qu'ils devaient également tous les deux produire des publications en premier auteur, et ils devraient donc trouver un modus vivendi pour se partager les publications dans les deux années suivantes.
Cristina avait pour ainsi dire les neutrinos dans le sang. Elle baignait dedans depuis toute petite. Sa mère était ingénieure de recherche à l'INFN et travaillait encore sur des développements de photomultiplicateurs pour des détecteurs dédiés à la recherche sur les neutrinos. Le neutrino était un peu une particule italienne, et pas uniquement par son nom. A l'image de la radioactivité pour les français, le neutrino était une fierté nationale depuis les travaux des pionniers autour d’Enrico Fermi. La mère de Cristina avait été prise dans ce mouvement dans les années 70 et avait inculqué cette culture scientifique à sa fille unique.
Cristina Voldoni était une jeune scientifique rigoureuse. Le travail de recherche qu'elle avait mené sur la désintégration double beta sans neutrino était remarquable à plusieurs égards. C’était Luigi Scuola qui l'avait recommandée à Daniel. Cristina connaissait Luigi Scuola non seulement parce qu'il était un ponte des neutrinos en Italie mais aussi par les petites histoires que lui avait racontées sa directrice de thèse à Milan, qui avait elle-même eut Luigi comme directeur de thèse au début des années 1990.
Pour prétendre postuler à un poste permanent de chercheuse à l'INFN, Cristina devait acquérir une expérience d'au moins trois ans à l'étranger en plus de ses trois années de thèse. Elle avait ardemment souhaité travailler pour cette belle expérience qu'était SYMPHONIE, ce qui lui aurait permis à la fois de faire un postdoc à l'étranger, de poursuivre dans son domaine favori et d'être souvent dans son pays qu'elle aimait tant. Elle avait maintenant un peu ses habitudes à L'Aquila, la base du laboratoire souterrain national italien.
Quand sa directrice de thèse lui annonça que le groupe français du consortium proposait un postdoc et qu'elle pourrait appuyer sa candidature auprès du grand patron de l'expérience, le fameux Luigi Scuola, elle sauta littéralement de joie. C'était trois mois avant sa soutenance de thèse et elle n'avait encore rien de concret pour la suite. C'était inespéré. Étant assez démonstrative, elle avait sauté au cou de sa directrice de thèse qui n'en demandait pas tant.
Elle avait bien vu quelles étaient les compétences et les très grandes qualités de la jeune femme et ne souhaitait qu'une seule chose, qu'elle rejoigne dans quelques années l'institut de physique nucléaire pour poursuivre sa carrière pourquoi pas dans l'équipe de GERMA. Elle ferait en sorte de lui faciliter la tâche. Aller en France était la première étape.
Le premier contact avec Frédéric fut pour le moins étonnant.




10/01/14

Ménage à Trois autour d'un Pulsar

Une équipe d’astronomes vient de trouver un système d’étoiles qui n’avait encore jamais été observé : un système triple incluant un pulsar. Au-delà de la curiosité suscitée par la rareté d’un tel trio, une étoile à neutron liée gravitationnellement à deux étoiles naines blanches, ce système stellaire a le potentiel extraordinaire d’être un excellent laboratoire pour tester la théorie de la relativité générale.



Environ 80% des 300 pulsars millisecondes (ceux qui tournent le plus vite) recensés possède une étoile partenaire. Mais la présence d’un seul partenaire ne permettait pas d’expliquer les variations désordonnées de la fréquence de l’émission radio observée sur PSR J0337+1715, qui fut découvert en 2007 par l’américain Scott Ransom et ses collègues du National Radio Astronomy Observatory à Charlottesville en Virginie. Ils décidèrent donc de suivre sur une longue période ce pulsar étrange à l’aide d’autres radiotélescopes, et c’est finalement une étudiante Québécoise de l’Université McGill à Montréal, Anne Archibald, qui comprit ce qui se passait, qu’il y avait une troisième étoile… On estime l’occurrence d’un tel système à moins de 100 dans notre galaxie, qui rappelons-le contient environ 100 milliards d’étoiles.

Vue d'artiste du système triple de PSR J0337+1715
(Bill Saxton; NRAO/AUI/NSF)
Le pulsar (PSR J0337+1715) a une masse de 1,4 fois celle du soleil et tourne sur lui-même 366 fois par seconde. Il est en orbite liée avec une toute petite naine blanche qui ne fait que 20% de la masse solaire, avec une révolution en 1,6 jours. Et une seconde naine blanche (40% de la masse du soleil), tourne autour du couple à une plus grande distance et en plus longtemps (327 jours).

Ce trio est parfait pour tester un concept important qui est sous-jacent à la théorie de la gravitation d’Einstein. Il s’agit du principe d’équivalence, qui met en relation deux conceptions de la masse : la masse inertielle, qui quantifie comment un objet résiste à une accélération, et la masse gravitationnelle, qui détermine comment un champ gravitationnel agit sur cet objet.
La version la plus simple du principe d’équivalence dit que masse inertielle et masse gravitationnelle sont égales. Le principe d’équivalence fort, lui, va plus loin : selon la célèbre équation d’Einstein, l’énergie est égale à la masse (E=mc²), donc l’énergie contenue dans le propre champ gravitationnel d’un objet peut contribuer à sa masse. Le principe d’équivalence fort stipule que même en incluant la masse générée par cet effet d’ « auto-gravitation », les masses inertielles et gravitationnelles doivent toujours être égales.
Ce principe d’équivalence fort apparaît dans la théorie de la relativité générale, mais pas dans d’autres théories alternatives de la gravitation. Pouvoir le tester devient alors extrêmement intéressant.
Albert Einstein en 1921

Des physiciens s’y sont déjà essayés en regardant comment la Lune et la Terre se meuvent dans le champ gravitationnel du Soleil, ou encore comment une binaire pulsar/naine blanche se comporte dans le champ gravitationnel de la galaxie. Mais dans les deux cas, la précision obtenue était trop mauvaise pour pouvoir conclure quelque chose, l’effet d’"autogravitation" de la Terre est très faible et le champ gravitationnel de la galaxie également.

En revanche, le nouveau trio découvert a tout pour une mesure très précise : le pulsar produit un effet autogravitationnel conséquent, et la naine blanche externe produit un puissant champ gravitationnel. En observant comment les deux composantes internes du trio sont attirées par la troisième composante, les astrophysiciens ont estimé pouvoir obtenir une précision 100 fois supérieure à ce qui était obtenu auparavant. Scott Ransom précise que son équipe devrait être en mesure de pouvoir tester le principe fort d’équivalence en moins d’un an.

Il va sans dire que si les résultats mettent en défaut ce principe d’équivalence Einsteinien, la physique en sera toute bouleversée…


Sources :

A millisecond pulsar in a stellar triple system
S. M. Ransom, et al.
Nature published online 05 January 2014

Rare Celestial Trio to Put Einstein's Theory to the Test
Adrian Cho
Science 10 Vol. 343 no. 6167 pp. 126-127 (January 2014)



08/01/14

Les Galaxies Naines Aussi ont des Trous Noirs Supermassifs

Voilà une nouvelle extrêmement importante, un petit changement de paradigme ! Elle nous provient encore du 223ème meeting de l'American Astronomical Society qui a lieu en ce moment-même et jusque demain à Washington DC. Je ne résiste pas à vous en faire part : une équipe d'astrophysiciennes vient d'observer plus d'une centaine de galaxies naines qui possèdent toutes les caractéristiques indiquant qu'elles abritent... un trou noir supermassif ! C'est une découverte fondamentale.




Cette découverte renverse une idée généralement admise jusqu'à présent voulant que les galaxies naines sont trop petites pour avoir un trou noir supermassif central. De plus, cette très belle avancée peut permettre de résoudre la question épineuse de l'origine des trous noirs supermassifs des galaxies "classiques", et comment ils ont pu grossir dans l'Univers jeune.

La galaxie naine NGC 4395, à 13 million d'années-lumières. Elle abrite un trou
noir de 300 000 masses solaires (
David W. Hogg, Michael R. Blanton, and the
 Sloan Digital Sky Survey Collaboration; NRAO/AUI/NSF
)

Amy Reines, du National  Radio Astronomy Observatory (NRAO), qui a présenté cette étude ajoute : "Nous avons montré que même les plus petites galaxies peuvent avoir un trou noir supermassif, et qu'elles sont plus nombreuses que ce que nous pensions avant. C'est vraiment excitant parce que ces petites galaxies apportent des clés sur l'origine des premières graines des trous noirs supermassifs..."

A. Reines, associée à Jenny Green, de Princeton et Marla Geha de Yale, ont analysé les données du Sloan Digital Sky Survey (SDSS) pour identifier plus de 100 galaxies naines montrant tous les signes d'un trou noir supermassif. Ces galaxies naines sont de la taille des nuages de Magellan, les galaxies naines qui côtoient notre galaxie.

Alors que les plus grosses galaxies abritent des trous noirs supermassifs pouvant avoir des milliards de masses solaires, les galaxies naines observées ici possèdent chacune un trou noir d'environ 100 000 masses solaires.
Il avait déjà été observé une corrélation directe entre masse du trou noir supermassif et bulbe central dans les galaxies classiques. 
Ce qui est toujours inconnu en revanche, c'est l'origine exacte des trous noirs massifs et supermassifs; sont-ils des résidus d'effondrement d'étoiles ultramassives de l'Univers primordial, ou bien le fruit d'un autre processus de collapse gravitationnel ?

La connaissance que les galaxies naines possèdent elles aussi un trou noir supermassif est sans doute un premier pas important vers la résolution de cette épineuse question...

Source : 
https://public.nrao.edu/news/pressreleases/dwarf-galaxies-give-clues-to-black-hole-origins/


07/01/14

Découverte d'une Etoile Hybride

C'est en 1975 (j'avais 2 ans), que des astronomes, du nom de Kip Thorne et Anna Zytkow ont proposé l'existence d'étoiles très bizarres, qui portent désormais leur nom : des objets de Thorne-Zytkow. Ces étoiles sont sensées être des étoiles géantes en train de mourir, mais contenant dans leur cœur une petite étoile à neutron ultra-dense...


Depuis l'invention théorique de ces objets il y a plus de quarante ans, de nombreux astronomes et astrophysiciens ont pensé avoir trouvé des spécimens de ces étoiles hybrides. Mais aucune ne s'était finalement révélée être un véritable objet de Thorne-Zytkow.

Vue d'artiste d'une étoile géante accompagnée d'une étoile à neutrons
(John Foster/Science Photo Library)
Mais, voilà. Un congrès d'astrophysique vient de se tenir à Washington DC, le meeting de l'American Astronomical Society, et une étude y a été présentée par une jeune astrophysicienne de l'Université du Colorado, Emily Levesque, montrant qu'une très bonne candidate au titre envié de Thorne-Zytkow avait très probablement été observée.

Il s'agit d'une supergéante rouge située dans le grand Nuage de Magellan, une galaxie voisine de la nôtre. Le gros indice que cette étoile serait bien une hybride de Thorne-Zytkow est qu'elle contient beaucoup trop de lithium, de rubidium et de molybdène. Ce sont ces éléments qui semblent l'avoir trahie... 

En effet, ces éléments ne peuvent apparaître en grande quantité comme c'est le cas ici que par des chemins de réactions nucléaires très particuliers propres au phénomène décrit en 1975, des captures de neutrons rapides interrompues...

Cette étude a été menée par l'équipe de Emily Levesque en suivant 22 supergéantes rouges grâce au télescope chilien Magellan.

Les astrophysiciens théoriciens ont proposé plusieurs scénarios pour expliquer une telle étoile hybride. Celui le plus probable implique qu'une étoile géante avale littéralement une étoile à neutron initialement dans son orbite. L'arrivée de l'étoile à neutron à l'intérieur de l'étoile géante a pour effet d'étouffer les réactions thermonucléaires qui y ont lieu en temps normal, d'où la surabondance d'éléments qui auraient normalement dû être consumés. 
L'enveloppe convective de la géante apporte ensuite de l'hydrogène "frais" vers l'étoile à neutron tombée au centre.

Il pourrait exister jusqu'à quelques dizaines étoiles de ce type dans notre galaxie, d'après les spécialistes. 

Kip Thorne a déclaré que, selon lui, cette étoile était la meilleure candidate trouvée depuis 40 ans...


Source et Référence : 

Bizarre star could host a neutron star in its core
Alexandra Witze
Nature online 7 january 2013

Thorne, K. S. & Zytkow, A. N. 
Astrophys. J. 199, L19–L24 (1975).

06/01/14

Et si DAMA Voyait Vraiment des WIMPs depuis 10 ans ?

Ce fut sans nul doute l'un des sujets les plus intrigants de 2013 : la détection proclamée de trois WIMPs (particules de matière noire) par l'expérience CDMS-Si au printemps (résultats publiés en décembre 2013), puis l'absence totale de détection par l'expérience LUX - beaucoup plus sensible, mais de technologie différente - qui fut annoncée fin octobre.


Le doute est prégnant, qui a raison, qui a tort ? Nous n'en savons bien sûr encore rien, tant que l'un ou l'autre n'a pas reconnu les résultats de l'autre ou de l'un....
Et il existe une autre expérience de recherche de matière noire, qui n'a jamais reconnu sa "défaite", qui a toujours clamé avoir observé un signal de particules de matière noire, et ce depuis le début des années 2000, depuis plus de 10 ans maintenant, alors que toutes les autres manips excluaient ces résultats les unes après l'autres. C'est l'expérience italienne DAMA.
Signal modulé observé par l'expérience DAMA (DAMA collaboration 2013)
DAMA exploite un très gros détecteur scintillateur d'iodure de sodium dopé au thallium (NaI(Tl)), qui est l'un des meilleurs (et des plus anciens) scintillateurs. Ce que semblent détecter les italiens de DAMA est un très faible dépôt d'énergie, qui varie en fonction des saisons. Exactement ce qu'on s'attendrait à observer si il y avait des WIMPs de relativement faible masse (environ 10 GeV), dans lesquelles nous baignerions. La modulation annuelle est un signe infaillible de l'origine astrophysique du signal.

Sauf que toutes les autres expériences de recherche de matière noire directe excluent la solution de DAMA, que ce soient CDMS-Si, LUX, mais aussi de nombreuses autres.
Face à l'obstination des italiens à clamer année après année qu'ils mesurent des WIMPs, ils sont du coup un peu devenus  la risée de leurs concurrents...

Le signal que DAMA observe dans son scintillateur provient théoriquement de l'énergie qu'y déposent les WIMPs par leurs collisions élastiques ou inélastiques sur les noyaux d'atome formant le matériau du scintillateur : sodium, iode, voire thallium. Bien sûr, l'énergie que laisse la WIMP dans le cristal dépend non seulement de sa propre masse mais aussi et surtout de la masse du noyau cible, exactement à la manière d'un jeu de pétanque. Lancer une boule sur le cochonnet ne donne pas la même énergie de recul que si la même boule est lancée sur une boule identique.
Installation des scintillateurs de DAMA dans une
atmosphère d'azote purifiée (LNGS/INFN)

Les physiciens italiens ont toujours (et très logiquement) considéré que les seuls noyaux pouvant être impactés étaient les noyaux de sodium et d'iode qui forment presque en totalité l'iodure de sodium, donnant après calcul une masse de WIMP de l'ordre de la dizaine de GeV.

Mais voilà qu'aujourd'hui, un physicien du SLAC à Standford fait une proposition audacieuse permettant d'entrevoir une explication à la valeur du signal modulé observé par DAMA. Sa solution donne une masse de WIMP bien plus faible que 10 GeV, et qui ne serait de fait pas atteignable par les autres expériences de recherche directe, ce qui expliquerait les tensions observées...

Dans son article venant de paraître sur le site de preprints ArXiv et destiné à être publié par Astronomy and Astrophysics,  J. Va'Vra est parti du principe que le signal de DAMA provenait bien de collisions de WIMPs et a cherché d'où pouvait provenir ces dépôts d'énergie si ce n'était pas par des collisions sur les noyaux de sodium et d'iode. Pour que les autres expériences ne détectent rien, cela veut dire que la masse de la WIMP est plus faible. Et qui dit masse plus faible, pour produire une quantité d'énergie similaire, dit noyau cible plus léger. Que peut-il y avoir de plus léger que le sodium (nombre de masse de 23) dans le NaI(Tl) ?
De l'humidité ! Des atomes d'oxygène (M=16) et d'hydrogène (M=1) ! L'oxygène est encore trop lourd, mais l'hydrogène se trouve être très intéressant. Il se trouve qu'effectivement, des molécules OH peuvent apparaître comme des impuretés dans l'iodure de sodium, issues du processus de fabrication, avec une quantité relative de l'ordre du ppm (10-6).
Principe de la détection directe de WIMPs par scintillateur

Cette possibilité semble de fait alléchante, mais il reste encore beaucoup d'inconnues. Non seulement on connait mal ce qui se passe dans le NaI(Tl) pour des reculs de protons (le noyau d'hydrogène), mais on ne connait pas non plus la probabilité d'interaction des WIMPs sur les protons, et d'autant moins quand l'énergie cinétique considérée ne vaut que 5 keV, ce qui serait le cas pour une telle WIMP de 1 GeV lancée à une vitesse relative  de 30 km/s.

Une chose est en tout cas sûre : plus les scintillateurs NaI(Tl) sont purs et bien fabriqués, moins on devrait  voir de signal... (joli paradoxe).
L'autre élément intéressant à noter est que plus le détecteur est entouré de matière hydrogénée (eau ou glace par exemple), moins ce dernier devrait détecter de signal.
De quoi donner des pistes très intéressantes pour creuser les résultats de DAMA, troublants depuis maintenant plus de 10 ans.


Référence : 
A New Possible Way to Explain DAMA Results
J.Va’vra
http://arxiv.org/pdf/1401.0698.pdf

30/12/13

Le Ciel d'Hiver : Persée




Observer le ciel d'hiver et ne pas s'arrêter sur la constellation de Persée serait presque inimaginable, pour ne pas dire blasphématoire...



Persée est située dans le ciel dans la même zone que le Cocher dont nous avons déjà parlé il y a peu, bien au dessus de Orion qui peut toujours vous servir de guide.


Traçons les principales constellations de l'horizon Sud pour nous y retrouver. Persée se trouve au dessus du Taureau, entre le Cocher à sa gauche, Andromède à sa droite et le W de Cassiopée à l'opposée du Taureau.


Rapprochons nous maintenant de plus près...


La constellation de Persée est riche en objets dignes d'intérêt. Nous allons en visiter douze et pour commencer cette balade au télescope en mode Dobson bien sûr, c'est à dire en repérage "à la main", il nous faut évidemment des repères dans le ciel. Nous prendrons donc comme point de départ l'étoile qui forme l'extrémité en bas à gauche de la constellation et qui se trouve pas très loin du somptueux amas des Pléiades que nous avions visité lors de notre campagne dans le Taureau... Cette étoile s'appelle Dzêta Per. Elle est non seulement un point de repère facile, mais aussi un sujet d'observation à part entière. En effet, Dzeta Per est une étoile multiple très intéressante à scruter. L'étoile principale est d'une couleur blanche tirant sur le bleu, et elle est accompagnée de deux étoiles faibles, nous avons là une étoile triple. Certains y voient même un système à sept étoiles en y associant deux couples de binaires assez proche.


C'est parti pour la géométrie... Depuis Dzêta Per, nous pivotons légèrement notre tube vers la deuxième étoile la plus brillante de Persée, bêta Per, mais nous nous arrêtons à mi-chemin du segment. C'est là que vous pouvez observer NGC 1342, qui est un amas ouvert bien fourni en étoiles, dont la population est assez hétérogène. On y trouve à la fois des spécimens brillants et d'autres de bien plus faible éclat, ce qui n'est pas sans charme.
On ne s'arrête pas en si bon chemin, nous nous dirigions vers bêta Per, et bien nous y allons. Allons regarder de plus près cette brillante étoile qui porte également le nom de Algol. Cette étoile s'est rendue célèbre du fait qu'il s'agit d'une binaire à éclipses, sa magnitude varie fortement, entre 2,12 et 3,39 sur une période de presque trois jours. Les photons d'Algol ont mis 93 ans pour parvenir dans vos yeux.
Nous quittons maintenant Algol pour nous diriger vers une étoile brillante de la constellation voisine, Andromède (Gamma And, aussi appelée Almaak), mais là encore, il faudra s'arrêter à mi-chemin. A cet arrêt, nous descendons légèrement notre télescope. Voilà. Nous avons dans notre oculaire NGC 1023. Il s'agit d'une galaxie de type spirale barrée, de magnitude 10,3, bien brillante pour une galaxie spirale. On voit surtout son noyau brillant et très difficilement ses bras. Sa distance est mal connue, elle varie entre 30 et 64 millions d'années-lumière selon les sources.
De là, nous reprenons nos poignées de rocker pour remonter légèrement vers le zénith en gardant un mouvement parallèle au segment reliant les deux étoiles les plus brillantes de Persée (bêta que nous avons déjà regardée et alpha que nous verrons dans quelques minutes).
Bien, nous y sommes ? Voilà un objet du catalogue de Messier, M 34. M34 est encore un amas ouvert, et avec ses 35 minutes d'arc, il est vaste! Il faut privilégier un faible grossissement et/ou un grand angle  pour apprécier ce groupe d'étoiles vieux de 180 millions d'années (un Panoptic 24 mm est pas mal avec une focale de 1200 mm, mais il grossit peut-être encore trop (50 fois)).
A partir de M34, nous allons poursuivre le mouvement que nous avions commencé en restant parallèle à l'axe beta-alpha Per et en montant. Un peu avant d'arriver au niveau de Alpha Per, nous tombons sur une étoile qui est visible à l’œil nu, c'est Thêta Per. Cette étoile est une étoile double. Les deux composantes qui font tout l'attrait de cet objet sont à l'opposé l'une de l'autre : l'une est brillante et jaune (magnitude 4,1), tandis que sa compagne est faible (magnitude 10) et bien bleue. On adore.


Nous abordons maintenant la deuxième partie de notre voyage en Persée... Nous quittons Thêta Per et bifurquons vers la droite. Je vous emmène voir M76, la nébuleuse du petit Haltère. Pour la trouver à partir de Thêta Per, il faut pivoter jusqu'à atteindre le segment qui relie Gamma And, que nous avons déjà utilisée tout à l'heure, et l'étoile de Cassiopée qui forme la pointe du premier V du W (Delta Cas, pour les intimes). M76 doit son nom à sa forme, on l'aura deviné. Assez similaire à la nébuleuse de l'Haltère (M27), c'est une nébuleuse planétaire, du gaz expulsé par une étoile géante en fin de vie. M76, avec sa magnitude de 10,1 est l'un des objets du catalogue de Messier les moins brillants.
Place maintenant au grand spectacle ! Vous avez bien en vue Delta Cas que nous avons utilisée pour nous repérer, à sa gauche se trouve l'étoile formant l’extrémité de Persée (Eta Per). Traçons donc ce segment imaginaire entre les deux étoiles et prenons-en le milieu, c'est là que nous allons en quittant notre nébuleuse planétaire, tout droit en montant.


Et qu'avons-nous là sous l'oeil ? Le Double amas de Persée, aussi connu par ses numéros du New General Catalogue : NGC 869 et 884. C'est une splendeur du ciel d'hiver, un joyau ! Deux amas ouverts très riches, très denses, très brillants,  presque collés l'un à l'autre. Un pur régal pour les yeux. Avoir avec un grossissement assez faible est préférable pour profiter pleinement du spectacle.
le double amas de Persée
Après quelques minutes d'admiration de ces centaines d'étoiles vivant ensemble, nous devons repartir poursuivre notre voyage. A gauche toute, nous allons sur Eta Per, juste à côté. Eta Per est en fait une étoile quadruple ! Elle est constituée de deux couples, l'un brillant, l'autre moins. Le couple principal offre un beau contraste de couleurs comme on les aime : orange et bleu... Miam...

Notre périple n'est pas terminé, il faut se diriger maintenant vers l'étoile la plus brillante de Persée. Inutile de vous indiquer le chemin, c'est évident. Alpha Per est en fait une étoile qui fait partie d'un amas ouvert très vaste lui aussi. Il est appelé l'amas de Alpha Persei. Il faut le voir non seulement pour son étendue mais pour son contenu. Mais il est si vaste qu'un télescope, même avec l'oculaire de plus grande focale (donc de plus faible grossissement), n'est pas intéressant. C'est surtout aux jumelles (ou bien avec le chercheur de votre cher Dobby) qu'on appréciera à sa juste valeur ce très bel amas ouvert, presqu'aussi beau que les Pléiades.

Allez, pour finir notre tour de Persée, nous allons remettre l'oeil à l'oculaire, pour allez voir deux derniers objets du New General Catalogue, tout d'abord la nébuleuse NGC 1491, que l'on localisera en s'arrêtant à un quart du chemin séparant alpha Per et Capella, dans le Cocher, qu'on reconnait aisément par sa luminosité. Au quart de ce chemin, donc, on rencontre trois étoiles formant un petit triangle rectangle, bien visibles. NGC 1491 se trouve dans le prolongement du grand côté de ce petit triangle. C'est une jolie petite nébuleuse en émission. Tout cet hydrogène flottant dans le vide, tous ces petits protons et électrons...

Le dernier objet de Persée pour ce soir est tout proche de NGC 1491, en direction de Capella, c'est un fort joli amas ouvert du nom de NGC 1528. Découvert par Herschel il y a 223 ans, il est très agréable à admirer, montrant une densité d'étoiles presque homogène sur toute sa surface, et nous permet de quitter Persée sur la pointe des pieds pour aller rêver à d'autres cieux...



Voir aussi :
Le Ciel d'Hiver : Orion
Le Ciel d'Hiver : le Taureau
Le Ciel d'Hiver : les Gémeaux
Le Ciel d'Hiver : Le Cocher
Le Ciel d'Hiver : Persée


Cartes produites avec Stellarium 0.12.1

23/12/13

Le Ciel d'Hiver : Le Cocher

Le Cocher (Auriga) est une petite constellation. Facilement repérable grâce à son étoile principale très brillante, Capella (magnitude 0,05) qui est une étoile parmi nos voisines les plus proches (il faut seulement 42 ans à ses photons pour arriver dans nos rétines).




Le Cocher se trouve exactement au dessus de la constellation d'Orion, surplombant les gémeaux à gauche et le Taureau à droite. Traçons les lignes des constellations pour mieux se figurer la forme presque circulaire du Cocher, qui est en fait un hexagone : 


Rapprochons nous maintenant de plus près pour débusquer les beaux objets qui peuplent le Cocher. Vous verrez que les repérages sont aisés grâce à la forme simple de cette constellation hivernale.

Nous y voilà ! Nous scrutons Capella pour commencer notre tour de calèche. Juste à droite de Capella, vous voyez une étoile assez brillante, c'est Epsilon Aurigae.


Epsilon Aurigae est une étoile géante, et particulière, car elle subit des éclipses, son éclat varie fortement à périodes régulières car quelque chose d'encore plus gros qu'elle lui tourne autour (et on ne sait pas ce que c'est...). La période d'éclipse est de 27 ans environ, sachant qu'une éclipse pour epsilon aurigae dure près de 2 ans. La dernière s'est finie en août 2011, rendez-vous en 2036 pour la prochaine...


Maintenant que vous avez bien en tête la forme du Cocher, nous pouvons faire un peu de géométrie. Je vous emmène voir un amas ouvert nommé M38. Il vous suffit de tracer le segment reliant théta Aur (sur le côté gauche en mettant Capella en haut), et l Aur (sur le côté droit). Presque exactement au milieu de ce segment se trouve M38, qui est un très bel amas ouvert, où les groupes d'étoiles peuvent sembler former des sortes de croix. 
Tout juste à côté de M38, se trouve un autre amas d'étoiles de type ouvert, c'est NGC1907, certes plus petit, mais bien dense pour un amas ouvert. Muni d'un oculaire à grand angle et faible grossissement, c'est un ravissement de pouvoir voir les deux amas dans le même champ...

IC 405 (source wikimedia)
Poursuivons notre périple. Depuis le couple M38-NGC1907, nous traçons un segment de droite pour rejoindre l Aur que nous avons déjà repérée précédemment (sur le côté droit de l’hexagone). Là encore, nous nous arrêtons à mi-chemin, et nous arrivons sur un objet très joli, une nébuleuse nommée IC 405.
Cette nébuleuse est à la fois une nébuleuse en émission et en réflexion, elle entoure une étoile bleue variable (AE Aurigae).
Elle est aussi appelée la 'Flaming Star Nebula', ce qu'on peut comprendre en la voyant.

Allez, on redémarre. Nous glissons lentement en restant parfaitement parallèle à la droite qui relie l Aur à Alnath (le segment sud-Est de l’hexagone). Dans ce mouvement parallèle, nous devons parcourir seulement un tiers de la distance du segment qui nous a donné la direction. Vous y êtes ?
L'objet que nous visitons maintenant s'appelle IC 410, il s'agit encore d'une nébuleuse en émission, ses photons mettent 12000 ans pour nous parvenir. IC 410 a la particularité de contenir dans sa surface un autre objet, un amas ouvert du nom de NGC 1893. Bien qu'on ait l'impression que l'amas d'étoile est tapi au cœur de la nébuleuse, il est en fait situé en avant-plan, 2000 années-lumières les séparant...

Nous poursuivons notre route à partir de IC 410 en nous dirigeant vers la gauche en direction de Théta Aur qui orne le côté gauche de notre hexagone. Arrêtons-nous à mi chemin et descendons très légèrement. Stop. Nous y sommes. Voilà M36. Joli amas ouvert, un peu dans le même genre que M38, mais avec un peu moins d'étoiles, en revanche plus brillantes pour la plupart.


Le Cocher semble être la constellation des amas ouverts... Pour clore ce tour du Cocher, nous allons admirer peut-être l'un des plus beaux amas ouverts du ciel d'hiver, M37. Le trouver n'est pas trop difficile : depuis M36, nous devons traverser le segment Theta Aur - Alnath en parcourant deux fois la distance séparant M36 de la droite. Simple, non ?
M37 est un amas vieux de 300 millions d'années, il compte environ 150 étoiles, dont une bonne douzaine de géantes rouges. Il pourrait presque faire penser à un petit amas globulaire si on n'y faisait pas attention.
M 37 (http://www.ngc7000.org)
Notre tour du Cocher arrive à son terme, nous n'avons pas rencontré de galaxies ce soir, ce sera pour une autre fois. Le temps est venu d'aller nous réchauffer avant de partir à la découverte d'autres splendeurs du ciel d'hiver...





Voir aussi :


Cartes produites avec Stellarium 0.12.1