Que se passe-t-il quand une étoile à neutrons en orbite autour d'un trou noir s'en approche un peu trop près ? Contrairement au cas d'une étoile "normale" qui serait déchirée par les forces de marée produites par le trou noir, l'étoile à neutron, objet très compact de quelques kilomètres de diamètre, ne serait pas disloquée, mais absorbée entièrement et soudainement. Mais le phénomène pourrait bien être quand même détectable...
Une étoile à neutrons est un objet fortement magnétisé. Elle possède un puissant champ magnétique qui a pour effet de faire spiraler la moindre particule chargée parvenant dans son voisinage. Et quand une étoile à neutrons se trouve être dans un système binaire en compagnie d'un trou noir, couple de résidus d'étoiles mortes, elles ne peuvent que perdre leur énergie gravitationnelle et se rapprocher l'une de l'autre inéluctablement. Lorsque le trou noir passe dans le champ magnétique de l'étoile à neutrons, ce champ se retrouve fortement ébranlé et de cette variation spatio-temporelle du champ magnétique né un fort courant électrique, mettant en mouvement le plasma entourant les deux astres moribonds. Ce phénomène a été appelé le phénomène de batterie d'un trou noir.
Vue d'artiste d'un système binaire trou noir/étoile à neutrons (Dana Berry/NASA)
Le phénomène a lieu lorsque l'étoile à neutrons est toute proche du trou noir, juste avant qu'elle ne soit avalée complètement par le trou. Il dure donc un très court instant et les astrophysiciens ont montré qu'un tel processus pourrait être à l'origine d'un phénomène observé depuis quelques années et resté jusqu'à aujourd'hui bien mystérieux : les bouffées d'ondes radio rapides (FRB, Fast Radio Bursts).
Dans une étude parue dans The Astrophysical Journal Letters, Chiara Mingarelli du California Institude of Technology et ses collaborateurs montrent que la luminosité électromagnétique dans les longueurs d'ondes radio d'un phénomène de batterie de trou noir serait bien plus importante que ce qu'on imaginait auparavant. Les astronomes estimaient en effet que le phénomène d'absorption d'une étoile à neutrons par un trou noir était principalement accompagné d'une émission gamma ou de rayons X.
Les astrophysiciens proposent un scénario qui ne permet certes pas d'expliquer la totalité des FRB, mais tout de même une bonne sous-population. Car la coalescence de couples d'étoiles à neutrons/trous noirs produit une luminosité et une échelle temporelle un peu trop faibles pour pouvoir expliquer tous les types de bouffées d'ondes radio rapides.
Les chercheurs développent un scénario dans lequel l'absorption de l'étoile à neutrons induit l'existence d'un double pic d'émission intense d'ondes radio par le phénomène de batterie: le premier a lieu juste avant l'absorption et le second juste après, lorsque le champ magnétique de l'ex-étoile à neutrons est récupéré par le trou noir, créant alors une sorte d'onde de choc électromagnétique. Le plus intense des deux est le premier pic d'émission radio.
Non seulement l'équipe de Chiara Mingarelli offre grâce à ces résultats une solution partielle, mais très pertinente, au mystère des bouffées d'ondes radio rapides, mais ils donnent également un outil très intéressant à tous leurs collègues qui s'intéressent aux ondes gravitationnelles, dont les couples d'objets compacts comme les couples étoiles à neutron-trous noir sont potentiellement les plus gros émetteurs, notamment au moment ultime de l'absorption/fusion.
En effet, si une contrepartie radio existe à une source d'ondes gravitationnelles de ce type, elle peut amener à affiner considérablement l'interprétation du signal obtenu à partir des ondes gravitationnelles seules et le rendre beaucoup plus robuste. La bouffée d'ondes radio fournit également une information très utile sur l'intensité du champ magnétique présent dans le couple d'objets compacts.
Chiara Mingarelli estime qu'il est probable que près de 5000 FRB pourraient être découverts dans les cinq prochaines années, avec parmi eux une bonne proportion issue du phénomène de batterie de trou noir, et autant de cibles pour les détecteurs d'ondes gravitationnelles VIRGO et LIGO.
Source :
Fast Radio Bursts and Radio Transients from Black hole Batteries
Chiara Mingarelli et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 814, Number 2 (23 november 2015)
La date du 2 décembre n'a certainement pas été choisie au hasard par l'ESA pour le lancement du satellite Lisa Pathfinder : le jour anniversaire du centenaire de la publication de la théorie de la Relativité Générale par Albert Einstein. Lisa Pathfinder va permettre de valider une méthode de mesure en orbite des ondes gravitationnelles, le dernier enfant d'Einstein encore non démontré expérimentalement.
Lisa Pathfinder (ESA)
Lisa Pathfinder est un satellite scientifique différent des autres. On pourrait d'ailleurs plutôt l’appeler un satellite technologique. Car son objectif n'est pas de produire des résultats scientifiques, il ne découvrira pas d'ondes gravitationnelles, mais il doit permettre de déterminer si la technique de l'interférométrie laser en orbite est faisable.
L'interférométrie laser est une technique qui est déjà développée sur Terre, notamment par les grands instruments de détection d'ondes gravitationnelles que sont LIGO aux Etats-Unis et VIRGO en Europe. Le principe de cette mesure repose sur l'observation d'une variation de distance entre deux grosses masses, qui est produite par le passage d'une onde gravitationnelle. Une telle variation, infime, peut être détectée quand deux faisceaux lasers voyageant à angle droit et qui sont censés parcourir la même distance, montrent une interférence optique une fois remélangés. La méthode interférométrique à le pouvoir de déceler des variations de distance de l'ordre du nanomètre voire de l'angström.
Mais le problème majeur de ces grands instruments depuis leur mise en service au début des années 2000 est justement leur trop grande sensibilité au moindre mouvement parasite généré par autre chose que des ondes gravitationnelles, comme des vibrations du sol induites par une autoroute passant à plusieurs kilomètres ou encore la chute d'arbres dans une forêt voisine...
Pour pallier ces difficultés, l'agence spatiale européenne (ESA) a proposé de voir très grand : construire un interféromètre laser, mais cette fois-ci en orbite, à l'abri de toute perturbation gravitationnelle, avec des distances de faisceaux non plus de l'ordre du kilomètre, mais du million de kilomètres, rendant la sensibilité de l'instrument d'autant plus impressionnante.
Ce projet est appelé eLISA (evolved Laser Interfermometer Space Antenna) et pourrait voir le jour, si tout se passe comme prévu, vers 2034. Il s'agirait de trois satellites formant un triangle équilatéral, reliés entre eux par des faisceaux lasers à très grande distance (1 million de kilomètres).
Vue d'artiste de l'interféromètre eLISA (NASA)
Mais avant d'en arriver là, les scientifiques ont besoin de valider certains concepts de mesure. Des masses étalons doivent par exemple pouvoir être conservées sur des lignes d'espace-temps (des géodésiques) sans la moindre influence gravitationnelle extérieure. Lisa Pathfinder a été conçu dans cette optique, pour tester à échelle très réduite notamment la possibilité de maintenir des masses en position extrêmement fixe, par rapport au reste du satellite.
Deux masses d'or et de platine de 1,96 kg chacune seront maintenues espacées de seulement 38 cm dans le satellite (au lieu de 1 million de kilomètres) et un interféromètre laser mesurera la distance qui sépare les deux masses.
Lisa Pathfinder sera envoyée pour rejoindre le point de Lagrange L1 (situé à 1,5 millions de kilomètres), point où l'effet gravitationnel de la Terre et du Soleil se compensent exactement. Une fois arrivée à sa position opérationnelle, les masses de métaux précieux seront libérées à l'intérieur du satellite et simplement contrôlées par un système de champ électrostatique. Les mouvement du satellite seront ajustés en temps réel pour suivre précisément le mouvement des masses.
Lisa Pathfinder devra être à même de déterminer tout ce qui pourrait fausser les mesures de distance avec les systèmes optiques et électrostatiques utilisés.
Les résultats de Lisa Pathfinder permettront d'avancer efficacement sur la conception du grand interféromètre eLISA dont le coût est déjà estimé à 1 milliard d'euros. Il s'agit de ne pas faire d'erreur et de tout valider avant sa construction. L'enjeu scientifique est également de taille car seuls des instruments comme eLISA pourraient permettre aux chercheurs de détecter à terme directement des ondes gravitationnelles de toutes sortes, permettant aux astrophysiciens de sonder pour la première fois l'intérieur des étoiles à neutrons, la physique des trous noirs mais aussi les ondes gravitationnelles primordiales produites dans les premiers instants de l'Univers. En somme le début d'une nouvelle astronomie, sans photons.
Parmi les quelques 2000 planètes qui ont été découvertes et confirmées en tant que telles depuis 20 ans, aucune n’est une jeune planète en cours de formation. Mais c’est désormais chose faite, une planète très jeune encore en cours de formation vient d’être confirmée pour la première fois.
Ce qui rend difficile la découverte de planètes naissantes c’est que les systèmes stellaires en cause sont le plus souvent noyés par d’épais disques de poussières. L’équipe internationale qui a réussi l’exploit de mettre en évidence cette planète encore en train de grossir a utilisé une technique innovante fondée sur la détection d’une raie d’émission particulière de l’hydrogène, la raie Ha.
Schéma du système de LkCa 15 (Z.Zhu/Nature)
Quand une étoile se forme, un disque de gaz et de poussières se forme autour d’elle, que l’on appelle un disque circumstellaire. Le processus d’accrétion du disque produit un transport de matière continu vers l’étoile. Les planètes se forment dans ce disque avec ce qu’il reste de matière non absorbée par l’étoile.
Les méthodes classiques de détection des exoplanètes comme la détection de transits ne sont pas applicables pour les très jeunes planètes situées autour de jeunes étoiles car ces étoiles sont très actives et leur luminosité est naturellement très variable. La faible perte d’éclat produite par le passage d’une planète devant l’étoile ne pourrait pas y être distinguée. La méthode employée est donc une méthode directe qui cherche, grâce à des télescopes de très grand diamètre, à observer directement la présence d’un corps à l’intérieur d’un disque circumstellaire.
Parmi ceux-ci, les disques qui montrent une large cavité « vide », sont plus particulièrement étudiés car de telles cavités sont estimées être produites par des planètes géantes. Ils sont appelés des disques transitoires. Le disque de l’étoile LkCa 15 fait partie de cette catégorie. LkCa 15 est une étoile de masse comparable à celle du soleil mais âgée de seulement 2 millions d’années. Son disque de poussières et de gaz possède une cavité de 50 unités astronomiques (1 U.A = distance Terre-Soleil).
En 2012, une protoplanète candidate a été observée à l’intérieur de la cavité du disque de LkCa 15, à une distance de 16 U.A de l’étoile. Elle a été nommée LkCa 15 b, mais sa véritable nature est restée incertaine, notamment du fait de sa lumière trop rouge pour une planète jeune. Depuis, plusieurs autres candidates planètes jeunes ont été observées dans des disques circumstellaires, avec toutes le même défaut de luminosité dans le rouge et l’infra-rouge. Ces points communs ont mené les astronomes à penser qu’il pouvait s’agir de planètes jeunes entourées elles aussi d’un disque de poussière et de gaz, à même d’expliquer cette émission dans le rouge.
Données obtenues avec le télescope LBT. La croix indique l'emplacement de l'étoile LKCa 15.
Le bleu indique l'émission H-alpha (Sallum et al.)
Stephanie Sallum de l'Université de l'Arizona et ses collaborateurs se sont justement intéressés à cette lumière rouge émise par les disques cirumplanétaires, en utilisant l'un des télescopes optiques qui offrent actuellement la meilleure résolution, le Large Binocular Telescope, muni de deux miroirs de 8,4 m chacun, placés sur une unique monture, ce qui en fait un instrument unique. Le LBT est installé sur les hauteurs du Mont Graham en Arizona.
Les chercheurs se sont intéressés plus précisément à une raie d’émission de l’hydrogène appelée la raie Ha. Cette raie est spécifique car elle est émise lorsque l’hydrogène se retrouve chauffé à 10 000 K. Un tel échauffement est possible quand un fort champ magnétique est produit par la toute jeune planète et vient forcer le matériau du disque circumplanétaire à suivre ses lignes de champ avant de s’accréter à la planète. Cette raie Haa déjà été souvent observée dans des disques d’accrétion autour d’étoiles, mais c’est ici la première fois qu’elle a pu être observée directement autour non pas de l’étoile, mais de sa protoplanète.
Sallum et ses collègues apportent la preuve, grâce à leur observation de la raie Ha, que LkCa 15 b est bien une planète en cours de formation qui est entourée d’un disque d’accrétion. En plus, les astronomes ont découvert par la même occasion la présence de deux autres objets à l’intérieur de la cavité du disque de LkCa 15, mais qui n’émettent pas la fameuse raie de l’hydrogène et ne seraient donc pas entourés d’un disque d’accrétion.
La preuve apportée par l’équipe américano-australienne est intéressante car elle pose des questions. Comment une planète géante peut-elle se former à 16 U.A de son étoile en 2 millions d’année, et être encore en train de grossir ? Par ailleurs, le champ magnétique nécessaire pour tronquer le disque circumplanétaire et produire l’échauffement observé doit être 20 fois plus intense que le champ magnétique actuel de Jupiter, ce qui implique que les mouvements internes de ces jeunes planètes géantes soient beaucoup plus importants que ceux des planètes géantes de notre système. Pourquoi les deux autres corps détectés ne seraient pas entourés eux aussi de disque de poussière en accrétion ?
La nouvelle technique développée servira certainement à découvrir de nombreuses planètes jeunes dans le futur, et donc leur distribution dans l’espace et dans le temps. Des briques essentielles pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires et comment ils vieillissent.
L’année dernière, deux satellites dédiés au système de GPS européen Galileo ont subi une erreur de la fusée Soyouz qui les a positionnés sur une mauvaise orbite. Mais aujourd’hui, plutôt que de les considérer perdus à jamais, des chercheurs vont les utiliser pour faire de la science de précision.
Ces deux satellites comme tous ceux de la flottille du programme Galileo contiennent une horloge atomique qui mesure le temps avec une très grande précision. Comme ils ont désormais une orbite elliptique au lieu d’être circulaire, ils ne peuvent pas être utilisés en l’état pour faire du positionnement global de précision. Mais leur horloge atomique fonctionne toujours et la communication avec la Terre aussi. Les chercheurs peuvent donc par exemple mesurer les données temporelles des horloges embarquées sur ces satellites.
Satellite du système Galileo (ESA)
C’est une belle aubaine pour les physiciens qui n’en demandaient pas tant pour pouvoir faire le test le plus précis à ce jour d’un effet de la théorie de la relativité générale d’Einstein : la dilatation du temps par l’action d’un champ gravitationnel. Les chercheurs du Zentrum für angewandte Raumfahrttechnologie und Mikrogravitation (ZARM, Centre de technologies spatiales appliquées et de microgravité) de Brême en Allemagne et du département SYRTE (Sytèmes de Référence Temps Espace) de l’Observatoire de Paris ont proposé de mesurer comment varient les pulsations de ces deux horloges atomiques durant les orbites des satellites. D’après la relativité générale Einsteinienne, les « battements » des horloges doivent ralentir lorsque le champ gravitationnel est plus intense, c’est-à-dire quand le satellite se rapproche de la Terre, et inversement doivent accélérer lorsqu’il s’en éloigne. Les orbites elliptiques des deux satellites qui étaient considérés en perdition sont telles qu’une distance d’environ 8500 km sépare leur point le plus proche et celui le plus éloigné de la Terre, une distance suffisante pour produire une mesure très précise.
Pour effectuer cette mesure, il faut également connaître avec précision l’altitude de l’orbite du satellite étudié, à tout moment (ou au moins au moment de la récupération des données de l’horloge). Pour ce faire, les physiciens prévoient de mesurer cette altitude directement en pointant un faisceau laser depuis le sol pour détecter la lumière réfléchie sur les satellites.
Ce type d’expérience de mesure de temps en orbite n’est pas une première. Il y a près de 40 ans déjà, en 1976, la NASA avait lancé une horloge atomique à bord de la sonde Gravity Probe A jusqu’à 10 000 km en orbite pour comparer son « battement » à celui d’une horloge identique restée sur Terre. Mais le vol n’avait duré que deux jours. Les mesures sur les satellites Galileo devraient quant à elles durer un an et permettre d’améliorer sensiblement les résultats de 1976 avec une précision améliorée par un facteur 4, soit de l’ordre de 0,004%.
L’effet de dilatation temporelle du champ gravitationnel (ou de la courbure de l’espace-temps si l’on préfère) sera investigué avec encore plus de précision à partir de 2017, avec cette fois-ci un instrument dédié entièrement à cette mesure : ACES (Atomic Clock Ensemble in Space). Cette horloge atomique de haute précision conçue par l’Agence Spatiale Européenne sera installée dans la station spatiale internationale et devrait fournir une précision 20 fois meilleure que celle prévue avec les satellites Galileo.
Le temps sera alors venu d’essayer de remettre les satellites errants sur une orbite plus circulaire pour qu’ils puissent participer tant bien que mal au réseau de GPS Galileo.
Source :
Wayward satellites repurposed to test general relativity
C’est une expérience qui s’appelle XENON1T et elle met en œuvre le plus gros détecteur de matière noire jamais construit. XENON1T vient d’être inaugurée il y a quelques jours au laboratoire souterrain du Gran Sasso en Italie et entrera en fonction au printemps 2016 pour surpasser en quelques semaines toutes les autres expériences similaires fonctionnant depuis des années.
Vues d'ensemble du panneau de photomultiplicateurs de XENON1T
(XENON1T Collaboration)
XENON1T est une collaboration scientifique internationale où l’on retrouve des européens, des américains et des asiatiques, avec une femme à sa tête, la physicienne italienne Elena Aprile travaillant à l’Université Columbia de New York. XENON1T est la suite logique de l’expérience à succès XENON100, qui elle-même était l’extension de l’expérience XENON10. Comme son nom l’indique, le détecteur développé par XENON1T est composé de xénon avec une masse de l’ordre de la tonne, plus exactement 3,3 tonnes de xénon, ce qui est considérable, 10 fois plus massif que le détecteur de l’expérience américaine LUX qui avait enfoncé tous ces concurrents en 2013 en termes de sensibilité pour la détection de toujours plus faibles et rares interactions de particules de matière noire.
Elena Aprile estime qu’il ne suffira que de deux semaines de comptage dans le laboratoire souterrain du Gran Sasso pour que XENON1T dépasse les résultats que LUX avait mis plusieurs longs mois à accumuler. Dans le domaine de la détection directe des particules de matière noire, étant donné la valeur supposée quasi constante du flux des particules furtives, pour augmenter la probabilité d’interaction dans un détecteur, les physiciens n’ont que deux choix : augmenter la durée du comptage des interactions, ou bien augmenter le nombre de noyaux d’atomes cibles pour ces interactions, c’est-à-dire la masse du détecteur. Et la masse peut être beaucoup plus facilement augmentée que le temps de mesure. C’est donc vers des détecteurs toujours plus gros que la recherche directe de la matière noire s’oriente. XENON10 faisait une dizaine de kilogrammes, XENON100 en faisait quelques centaines, XENON1T contient 3,3 tonnes de xénon liquide.
Schéma de l'installation de XENON1T (Purdue University)
Ce détecteur est exceptionnel à plus d’un titre. Il s’agit de ce qu’on appelle une chambre à projection temporelle au xénon diphasique. Une grosse cuve est remplie de xénon liquide, donc refroidi à une très basse température par un cryostat spécifique. Au-dessus du liquide surnage une phase gazeuse de xénon. Les propriétés de gaz noble du xénon sont idoines pour ce type de recherche, car le xénon produit de la lumière de scintillation lorsqu’un de ses noyaux d’atome ou de ses électrons subissent un recul après une collision. Et par ailleurs, lorsque des électrons y sont arrachés, ce qui arrive également dans ce type de collisions de particules, les électrons peuvent ensuite se mouvoir très librement dans le xénon, qui ne les recapture pas. Le fond de la cuve qui abrite le précieux liquide est couvert de 248 détecteurs de lumière extrêmement sensibles qu’on appelle des photomultiplicateurs. La partie supérieure de la cuve est également bardée de capteurs qui permettent de mesurer l’arrivée de très faibles courants électriques.
Car le principe de la détection de cette chambre à projection temporelle repose sur une double détection : quand une particule de matière noire (une WIMP, Weakly Interacting Massive Particle) vient collisionner le noyau d’un atome de xénon au sein du liquide, des photons de scintillation sont produits par l’ionisation consécutive en même temps que des électrons sont libérés. La lumière est très vite enregistrée par le réseau dense de photomultiplicateurs situés en dessous, pendant que les électrons remontent vers le haut, plus lentement, guidés par un petit champ électrique appliqué dans ce but. L’utilisation de cette double détection a deux objectifs très judicieux : elle permet d’une part de localiser en trois dimensions le lieu de l’interaction de la particule avec le noyau de xénon, et d’autre part de déterminer si la particule impliquée était bien une particule massive et neutre de type WIMP ou bien autre chose comme un électron. La localisation est obtenue tout d’abord en 2D en regardant quel photomultiplicateur a capté le ou les photons de scintillation. La troisième dimension est quant à elle obtenue en enregistrant le temps mis par les électrons d’ionisation produits dans l’interaction pour remonter jusqu’en haut de la cuve.
Montage du réservoir de xénon au Gran Sasso (Hugo Contreras/Columbia University)
La discrimination sur la nature de la particule impliquée est obtenue simplement par le fait que par exemple une WIMP ou un neutron ne produiront pas la même quantité de lumière par rapport à la quantité d’ionisation, que ne le feront des électrons ou des rayons gamma. En mesurant le rapport des deux signaux enregistrés (scintillation et ionisation, S1 et S2 dans le jargon des physiciens des astroparticules), on peut alors déterminer presque à coup sûr quel type de particule en était à l’origine, ce qui permet d’éliminer de l’analyse nombre d’interactions parasites.
Car des interactions parasites, il y en beaucoup dans de tels détecteurs ultra-sensibles. Elles proviennent de la radioactivité naturelle qui existe partout. La recherche directe de la matière noire est une lutte permanente contre la moindre microtrace de radioactivité. C’est notamment pour cette raison que ces expériences doivent s’enterrer en profondeur dans des laboratoires souterrains comme celui du Gran Sasso, situé au beau milieu d’un tunnel routier sous 1400 mètres de roche. Le but est ici de réduire au maximum le flux de rayons cosmiques, des muons essentiellement, qui ont la fâcheuse tendance, soit à interagir directement dans le détecteur, soit à produire des particules secondaires très indésirables comme des neutrons. Le flux de muons au Gran Sasso est divisé par un facteur d’environ 1 million par rapport au niveau de la mer.
XENON1T au Laboratoire souterrain du Gran Sasso
(XENON1T collaboration)
Mais il reste toujours une radioactivité naturelle provenant des parois rocheuses du laboratoire ainsi que des matériaux divers qui sont utilisés aux environs du détecteur, qui se manifeste par des rayons gamma et encore des neutrons. Pour protéger le xénon liquide de ces composantes parasites, la cuve refroidie de XENON1T est enfermée dans une seconde cuve de grande dimension remplie d’eau. L’eau forme un blindage très efficace (simple, et peu onéreux) contre les rayons gamma et les neutrons en même temps.
Mais le xénon liquide lui-même peut être radioactif ! Et c’est un des problèmes principaux qu’ont dû gérer les physiciens depuis le début de l’utilisation de ce type de détecteur, et qui devient encore plus prégnant aujourd’hui avec de tels volumes.
Le xénon se trouve à l’état naturel dans l’air que nous respirons, sa récupération en grandes quantités se fait par liquéfaction de l’air puis par des méthodes de séparation chimique. Mais lors de ces opérations, d’autres gaz rares se trouvent piégés avec le xénon et se retrouvent ensuite sous forme de traces dans le volume de xénon liquide produit. Il s’agit du krypton et de l’argon.
La plupart des isotopes radioactifs du xénon, du krypton et de l’argon sont produits naturellement, par les rayons cosmiques (on parle de radioactivité cosmogénique), leur prévalence ne peut être réduite qu’en stockant le plus vite possible le gaz nouvellement liquéfié à grande profondeur, puis à essayer de purifier au maximum le gaz pour ne garder que le seul utile, le xénon. Mais on trouve également d’autres isotopes radioactifs résiduel dans le xénon liquide, qui ne sont pas naturels eux, mais fabriqués par l’homme : le xénon-136 et le krypton-85. Ces deux-là proviennent directement de la fission de l’uranium et du plutonium qui est exploitée dans les centrales nucléaires partout dans le monde ou utilisée dans les armes nucléaires au cours du vingtième siècle. D’infimes traces de ces éléments radioactifs se retrouvent dans l’atmosphère terrestre tout autour du globe (1 atome de krypton-85 pour 100 milliards d’atomes de krypton) et sont détectables dans un détecteur ultra-performant comme XENON1T, qui voit leurs rayonnements beta (des électrons) et gamma (des photons énergétiques).
Entrée du tunnel de l'A24 menant au laboratoire souterrain du Gran Sasso
Il y a enfin un autre gaz radioactif, venant de l’extérieur du détecteur mais s’insinuant partout dans le laboratoire souterrain, c’est le radon-222. Le radon est un sous-produit de la chaîne de radioactivité naturelle du l’uranium-thorium et on a beau le filtrer auprès des détecteurs les plus sensibles et savoir qu’il se désintègre assez vite, sa production naturelle ne s’arrêtera jamais, sauf à remplacer la montagne par de la glace pure…
Les physiciens de XENON1T savent gérer au mieux toutes ces sources de signal parasite, ces bruits de fond comme ils les appellent, et redoublent d’astuces et d’inventivité pour soit les minimiser ou soit, quand c’est impossible, les connaître le mieux possible pour en tenir compte dans l’analyse des données.
Pour XENON1T, en l’absence de signal positif d’interactions de WIMPs, l’expérience devrait pouvoir exclure des sections efficaces supérieures à 2 10-47 cm² pour des WIMPs de 50 GeV, ce qui veut dire que cette courbe d’exclusion englobera la totalité de la zone prédite théoriquement où on attend de voir des neutralinos dans l’extension minimale supersymétrique contrainte du modèle standard. En d’autres termes, si la théorie est correcte, XENON1T doit voir des WIMPs. S’il ne les voit pas, il renverra les théoriciens des particules dans leurs pénates et à leurs tableaux noirs.
L’avance technologique de XENON1T devrait par contre être de courte durée car l’expérience historiquement concurrente LUX a récemment fusionné avec une autre collaboration (ZEPLIN) pour évoluer vers un détecteur appelé désormais LZ utilisant 7 tonnes de xénon liquide et devant être mis en route en 2019. Mais les physiciens de XENON1T ont déjà prévu une évolution à XENON1T (appelée XENONnT) qui comporterait deux fois plus de xénon que sa version initiale et pourrait être lancée avant LZ…
Et comme les physiciens des astroparticules sont prévoyants, ils planchent déjà sur un détecteur encore plus massif, prenant la suite de l’aventure XENON10,100, 1T et nT, avec cette fois une masse de 20 tonnes de xénon liquide. Cette évolution majeure porte le nom judicieux de DARWIN et pourrait voir le jour avant 2022.
Les chercheurs de la collaboration internationale Fermi-LAT viennent de trouver le premier pulsar à rayons gamma situé dans une autre galaxie que la nôtre. Il s'appelle PSR J0540-6919 et se trouve dans la galaxie naine voisine du Grand Nuage de Magellan. Il devient par la même occasion le pulsar gamma le plus intense jamais observé.
Ce pulsar se trouve sur le bord de la nébuleuse de la Tarentule, au sein du Grand Nuage de Magellan, à environ 163 000 années-lumière. La nébuleuse de la Tarentule est la plus grande et la plus active région de formation d'étoiles que nous connaissons dans notre voisinage proche. Elle est aussi assez complexe, et avait été identifiée depuis le début de la mission du télescope spatial Fermi comme une source intense de rayons gamma. Les astrophysiciens avaient initialement attribué ces émissions gamma à des interactions de particules accélérées par des ondes de chocs induites par des supernovas. Mais la découverte des pulsations provenant de ce pulsar PSR J0540-6919 indiquèrent qu'à lui seul il produisait la moitié du flux gamma détecté dans la Tarentule, l'autre moitié étant produite par un deuxième pulsar proche (PSR J0537-6910) et à des sources diffuses.
Localisation du pulsar PSR J0540-6919 dans la nébuleuse de la Tarentule (NASA'/Goddard Space Flight Center et ESO/R. Fosbury (ST-ECF))
Des pulsations sont observées car les pulsars, des étoiles à neutron en rotation, produisent du rayonnement selon une direction polaire mais qui ne coïncide pas avec leur axe de rotation. A la manière du faisceau lumineux d'un phare, il suffit que la Terre se trouve dans le champ balayé par le "faisceau" pour que nous observions une pulsation périodique de rayonnements. La fréquence de la pulsation correspond simplement à la fréquence de la rotation de l'étoile à neutrons. Et les pulsars émettent principalement des ondes radio, mais certains accompagnent ces rayonnements par des photons d'énergie beaucoup plus élevée, des photons gamma.
Le pulsar gamma qui détenait le record d'intensité gamma jusqu'à aujourd'hui était le célèbre pulsar du Crabe qui se trouve au centre de la nébuleuse éponyme, jeune résidu de la supernova apparue dans le ciel en 1054 et observée par les astronomes chinois durant deux ans. PSR J0540-6919 est 20 fois plus brillant que le pulsar du Crabe!
Le plus curieux c'est que le pulsar du Crabe et PSR J0540-6919 ont des intensités très similaires dans les autres longueurs d'ondes (radio, visible et rayons X) et sont souvent appelés les pulsars "jumeaux" tant ils ont des caractéristiques proches, à commencer par leur âge respectif (961 ans et 1140 ans). Leur différence en rayons gamma devrait donc permettre aux astrophysiciens de mieux cerner la physique extrême qui nourrit ces jeunes pulsars et leur magnétosphère d'où doivent provenir les rayons gamma. Ils ont au moins trouvé un joli objet d'étude qui pourrait vite devenir une nouvelle référence.
Source :
An extremely bright gamma-ray pulsar in the Large Magellanic Cloud
L'équipe de New Horizons a présenté cette semaine de nombreux résultats scientifiques sur le monde de Pluton lors de la 47ème réunion de la division Planétologie de l'American Astronomical Society qui se déroule en ce moment à National Harbor dans le Maryland.
C'est pas moins d'une cinquantaine d'études différentes qui sont présentées au sujet de Pluton lors de cette grande réunion annuelle consacrée aux sciences planétaires, allant de l'étude de l'atmosphère de Pluton, à sa géologie, en passant par ces petits et gros satellites. Et les résultats continuent à apporter des surprises aux scientifiques. Jim Green, directeur de la planétologie à la NASA s'est exprimé : "La mission New Horizons a prit tout ce que l'on croyait savoir sur Pluton et a tout retourné. C'est exactement pour cela que nous explorons, pour satisfaire notre curiosité et répondre à des questions profondes sur comment nous sommes arrivés là et qu'est ce qu'il y a au-delà du prochain horizon..."
Wright Mons et Piccard Mons, probables cryovolcans
(la couleur indique l'altitude)
(NASA/Johns Hopkins University/Southwest Research Institute)
Parmi les découvertes les plus étonnantes est celle de la présence très probable de cryovolcans, des volcans crachant de la glace, qui ont pu être actifs dans un passé récent. Les chercheurs ont réussi à mettre en évidence la nature de ces deux montagnes très particulières de Pluton, nommées Wright Mons et Piccard Mons, en construisant une carte en 3D à partir de la combinaison de multiples images de la surface de Pluton.
Ces deux cryovolcans "candidats" mesurent plusieurs dizaines de kilomètres de largeur et plusieurs kilomètres d'altitude. Tous les deux présentent un vaste cratère à leur sommet qui ne laisse que peu de doutes sur leur nature. Les volcans de Pluton, a contrario des volcans terrestres qui crachent de la roche en fusion, doivent émettre de la glace d'eau, de l'azote, de l'ammoniac ou du méthane.
Les chercheurs mettent l'accent sur le fait que pour le moment cette découverte n'est qu'une hypothèse forte. S'il s'agit bien de structures volcaniques, la dépression de leur sommet se serait formée par effondrement quand de la matière est expulsée. Ces volcans se situent non loin de la plaine Spoutnik d'apparence lisse sans impact et qui pourrait être le résultat de l'accumulation de matière fraîchement crachée par ces cryovolcans.
De tels cryovolcans n'ont jamais été observés aussi loin dans le système solaire et une telle activité remet en question la géologie de Pluton.
Une autre découverte étonnante rapportée par les scientifiques qui exploitent les données de New Horizons est la très grande diversité d'âge de la surface de Pluton. En termes géologiques, on y trouve des terrains anciens, d'autres intermédiaires, et enfin des terrains très jeunes à l'image de cette vaste plaine Spoutnik en forme de cœur. L'âge d'une surface sur Pluton est évaluée en comptant le nombre de cratères. Plus le nombre de cratère est faible, plus la surface est jeune car elle n'a pas eu le temps de subir de nombreux impacts de petits astéroïdes. Les plus vieilles régions de Pluton, celles qui montrent le plus d'impacts, ont ainsi été estimées à environ 4 milliards d'années et datent donc de la naissance de la planète. La région Sputnik Planum, qui ne montre absolument aucun cratère, a l'opposé, n'aurait que 10 millions d'années.
Et les données, une cartographie précise de plus de mille cratères de toutes tailles, révèlent également la présence de terrains d'âge intermédiaire. Cela indique que Sputnik Planum ne serait pas produite par une activité géologique anormale récente, mais qu'au contraire, l'activité géologique de Pluton existerait depuis longtemps, voire depuis toujours.
Le nombre de cratères révèle l'âge des terrains de Pluton (NASA/Johns Hopkins University/Southwest Research Institute)
Le comptage des cratères à la surface de Pluton et de Charon donne également d'autres informations, comme par exemple sur la structure de la ceinture de Kuiper. Le relativement faible nombre de petits cratères observés indique que la ceinture de Kuiper contiendrait très probablement plus de gros objets que ce que nos modèles prédisaient. Alors que l'on pensait que cette ceinture d'astéroides était constituée d'objets de l'ordre du kilomètre ou moins, un autre modèle impliquant des corps d'une dizaine de kilomètres s'étant formés directement pourrait maintenant être préféré au vu des observations. Si les objets de la ceinture de Kuiper naissent gros, la prochaine rencontre de la sonde New Horizons avec un tel objet (2014 MU69) de 40 km de large est plus qu'intéressante, car ce serait la visite d'un véritable vestige du système solaire.
Les premiers résultats de New Horizons concernent aussi les corps qui tournent autour de Pluton. La première étrangeté dans ce système, c'est que, alors que pour les autres planètes munies de satellites, ces derniers ont des rotations synchrones (montrant toujours la même face à leur planète comme par exemple la Lune), ce n'est pas le cas ici pour les petits satellites de Pluton. Hydra fait par exemple 89 tours sur elle-même pendant qu'elle fait une rotation autour de Pluton, un phénomène inédit (voir la vidéo ci-dessous). Les scientifiques ont observés que l'effet gravitationnel du gros Charon pouvait amener à des rotations chaotiques des petits satellites, avec des accélérations ou décélérations imprévisibles.
Pluton au centre, puis de la plus petite à la plus grande orbite : Charon, Styx, Nix, Kerberos, Hydra
En outre, la forme de certains petits satellites de Pluton est très étrange. Les images de New Horizons montre que deux d'entre eux et peut-être les quatre, pourraient être le résultat de la fusion de corps plus petits. Si ces indices sont confirmés par des analyses futures, notre vision de la formation du système de Pluton devra être révisée.
Enfin, concernant l'atmosphère de Pluton, les résultats présentés par l'équipe scientifique de New Horizons révèlent que la haute atmosphère est beaucoup plus froide et donc plus compacte que ce que l'on imaginait. La conséquence en est que la perte d'atmosphère y est des milliers de fois plus faible que ce que l'on pensait. Il apparaît ainsi que l'atmosphère de Pluton s'échappe plutôt via le même mécanisme que celui à l'oeuvre dans le atmosphère de la Terre et de Mars plutôt que par les mécanismes observés sur les comètes.
Les données de New Horizons n'en ont pas encore fini de transiter depuis les confins du système solaire, chaque jour apporte ses nouveaux mégaoctets aux chercheurs. Les premiers résultats analysés du monde Plutonien montrent toute la richesse des planètes naines de notre système, et d'autres surprises ne sont pas exclues.
Une équipe menée par une doctorante de Saul Perlmutter, spécialiste des supernovas Ia, vient de trouver une technique infaillible pour améliorer leur mesure de distance en réduisant la dispersion de leur luminosité intrinsèque, qui était une grosse épine dans le pied des astrophysiciens depuis 15 ans.
Les supernovas de type Ia sont utilisées comme chandelles standards car elles produisent toutes presque la même quantité de lumière, ce qui permet de faire des mesures de distance assez précises des galaxies où elles apparaissent. Presque.., car il existe toujours une dispersion de luminosité d'environ 15% sur l'ensemble de la population des SN Ia, qui est mal maîtrisée par les astrophysiciens.
Il se trouve que les supernovas de type Ia ne sont pas réellement standards, certaines d'entre elles peuvent être plus ou moins obscurcies par des nuages de gaz ou de poussières, et la physique en jeu diffère légèrement selon que la naine blanche à l'origine de l'explosion avait pour compagne une étoile "normale" ou bien une autre naine blanche. Ces différences qui apparaissent dans toute la population des supernovas Ia proches ou lointaines observées font que leur luminosité n'est pas rigoureusement identique mais fluctue avec un écart de l'ordre de 15%.
Quand on se sert ensuite de la luminosité de ces "chandelles" pour évaluer leur distance comme par exemple dans les travaux de 1998 qui ont valu à Saul Perlmutter le prix Nobel en 2011 pour avoir démontré l'accélération de l'expansion cosmique (via des mesures de distance), on obtient évidemment des résultats entachés d'une incertitude qui peut devenir importante.
L'équipe americano-française de SNfactory a réussi à trouver une astuce pour réduire d'un facteur deux l'incertitude sur la luminosité des supernovas Ia. Hannah Fakhouri de Berkeley Lab, et ses collaborateurs, dont son directeur de thèse Saul Perlmutter et de nombreux français du CNRS, publient leurs travaux dans the Astrophysical Journal. Ils ont eu l'idée de regrouper les supernovas deux par deux, et en regardant non plus les courbes de lumière totales, mais en les décomposant dans leurs différentes longueurs d'ondes, en observant leur spectre.
Série temporelle de spectres d'une SN Ia
(SNfactory)
A partir du spectre d'une supernova (et de son évolution dans le temps), ils recherchent une autre supernova qui aurait exactement le même spectre. Les chercheurs montrent qu'en faisant des tests en aveugle, ils trouvent que les couples de SN Ia ainsi formés, dont les spectres se superposent le mieux, sont également des SN Ia dont la luminosité est similaire.
L'équipe de SNfactory a exploité une population de 50 supernovas proches pour le développement de leur méthode. Ces supernovas ont été observées et enregistrées grâce au spectrographe SNIFS (SuperNova Integral Field Spectrograph) développé par les français du Centre de Recherche Astronomique de Lyon (CNRS/Université Lyon1) et monté sur le télescope de 2,2 m de l'Université de Hawaï au Mauna Kea. Ils parviennent en appliquant systématiquement cette méthode d'appariement spectral à réduire la dispersion globale de la luminosité de 15% à 8%. Il s'ensuit immédiatement que la précision sur la mesure de leur distance devient également améliorée d'un facteur 2.
Cela revient à mesurer la distance de la première SN puis d'en déduire celle de la SN appariée, dont on sait alors que la luminosité est quasi-exactement la même que la première.
Cette approche est très efficace même si elle est purement pragmatique et ne cherche pas quelle est la raison profonde de la dispersion de luminosité des supernovas. Elle revient en quelque sorte à comparer des pommes Golden avec des pommes Golden plutôt que des pommes avec des pommes.
Le projet SNfactory avait à sa fondation pour but de parvenir notamment à rassembler un échantillon de suffisamment bonne qualité (en termes de spectrophotométrie) pour tester cette méthode d'appariement spectral. C'est désormais chose faite, mais SNfactory ne compte pas s'arrêter là. De nouveaux échantillons de plusieurs centaines de supernovas devraient bientôt pouvoir être étudiés. Le but des astrophysiciens est bien sûr d'adapter leur nouvelle méthode sur les supernovas Ia les plus intéressantes, c'est à dire les plus lointaines. La NASA devrait à ce propos lancer vers 2025 le télescope WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope), qui pourra, entre autres, enregistrer les spectres de plusieurs milliers de supernovas distantes, et qui intéresseront donc particulièrement les équipes de SNfactory.
Un fait important qui apparaît quand on constate l'efficacité de la méthode décrite par Hannah Fakhouri est que la dispersion de 15% de la luminosité des SN Ia qui apparaissait n'est pas un effet statistique, mais bel et bien un effet systématique lié à la nature des supernovas. Il existe bien des différences entre les supernovas Ia elles-mêmes. La nouvelle méthode d'appariement spectral, par son efficacité à réduire la dispersion globale de luminosité des SN Ia, indique que les inconnues sur les processus physiques de l'explosion ont pu être drastiquement réduites en regardant les spectres de lumière au lieu de la quantité de lumière totale. Un grand pas en avant dans l'utilisation des SN Ia comme chandelles standard, maintenant encore un peu plus standards... malgré leur diversité.
Source :
Improving cosmological distance measurements using twin Type Ia supernovae
H. Fakhouri et al.
Accepté pour publication dans the Astrophysical Journal
On en sait maintenant beaucoup plus sur l’atmosphère de Mars ou ce qu’il en reste, grâce aux observations de la sonde MAVEN dont les résultats viennent d’être publiés dans la revue américaine Science ainsi que dans Geophysical Research Letters.
Ces résultats très riches font la couverture de Science du 6 novembre, qui propose un cahier spécial de quatre articles consacrés respectivement à l'observation de la réponse de la planète rouge à une éjection de masse coronale solaire, à la découverte d’une aurore diffuse martienne, à la découverte de fortes variabilités de la thermosphère et de l’ionosphère et enfin à l’observation de poussières aux hautes altitudes de la planète rouge.
Vue d'artiste de la dépletion atmosphérique de Mars par
une éjection de masse coronale (NASA)
La sonde de la NASA MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) a été lancée le 18 novembre 2013 pour explorer en détails la haute atmosphère de Mars . Elle est arrivée en orbite autour de Mars en septembre 2014 et mise en opération deux mois plus tard. Elle se déplace à des altitudes très variables au-dessus de la surface martienne, entre 125 km et 6200 km.
La question lancinante que se posent les planétologues spécialistes de Mars est : « où est passé le CO2 qui a dû être nécessaire pour permettre une température suffisante pour que des vastes étendues d’eau liquide aient pu exister à la surface de la planète ? », ainsi que « où est passée l’eau une fois évaporée ou sublimée ? ». MAVEN vient apporter quelques éclairages très instructifs qui permettent d’entrevoir une réponse à ces questions.
Bruce Jakosky (du Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP) de l’université du Colorado) et ses collaborateurs ont exploité des mesures effectuées par MAVEN lors d’une éjection de masse coronale qui a atteint Mars entre le 6 et le 8 mars 2015, produisant une forte intensité de vent solaire (des protons et des électrons énergétiques) associée à de puissants champs magnétiques. Ils montrent que lorsque la bouffée est passée sur Mars, une augmentation importante d’ions accélérés est apparue et avec elle une forte augmentation d’échappements gazeux vers l’espace, du côté opposé au flux de particules solaires. Le taux d’échappement atmosphérique a été multiplié par 10 au cours de cette éruption. Ces observations tendent à indiquer que si les éruptions solaires ont été plus fréquentes et plus intenses dans l’histoire ancienne du système solaire, elles pourraient avoir eu un effet direct sur la disparition de l’atmosphère martienne. L’ interaction intense du vent solaire, et à fortiori des éjections de masse coronale, sur Mars est rendue possible par l’absence de champ magnétique global sur Mars, a contrario de ce que nous connaissons sur la Terre.
Nick Schneider (également du LASP) et son équipe comprenant des astronomes français, publient eux la découverte d’une aurore très particulière, une aurore diffuse, produite par l’interaction d’une éruption solaire. A l’inverse d’autres types d’aurores qui sont plutôt localisées, celle observée par Schneider et al. se trouve être très étendue géographiquement, couvrant presque la totalité de l’hémisphère nord de Mars.
L’aurore a été observée grâce à l’instrument Imaging Ultraviolet Spectrograph de MAVEN jusqu’à une altitude de 60 km seulement et sur toutes les longitudes, pendant cinq jours d’affilée. Les particules énergétiques responsables de l’apparition en profondeur de cette aurore ont été évaluées à 200 keV d’énergie. Des électrons avec une telle énergie sont les seuls capables de pénétrer aussi loin. Les aurores, par leur phénomène de production d’ionisation et de dissociation des molécules, peuvent participer à l’augmentation de l’échappement atmosphérique. Et les chercheurs estiment que cette aurore très étendue est rendue possible là encore par l’absence de champ magnétique global, qui empêche de canaliser les électrons vers les régions polaires, mais au contraire permet de les répartir sur une grande partie du globe martien.
Vue d'artiste de l'observation de l'aurore diffuse par MAVEN
(LASP/University of Colorado)
Stephen Bougher (de l’Université du Michigan) et ses collègues ont quant à eux étudié de près la thermosphère et l’ionosphère de Mars. Ils ont exploré leur composition, leur structure et leur variabilité temporelle, jusqu’à une altitude d’environ 130 km. Ils montrent l’existence d’une grande variabilité à cette altitude qui se trouve être à la limite de la basse atmosphère, l’atmosphère « mélangée » et de la haute atmosphère, l’atmosphère « séparée », cette limite étant appelée l’homopause. La structure de ces régions est si variable qu’elle apparaît différente d’une orbite à l’autre. Les chercheurs y ont par ailleurs mesuré une population inattendue de particules neutres et de particules chargées. Cette zone de l’atmosphère martienne est d’autant plus intéressante qu’elle représente le réservoir primaire pour un échappement atmosphérique vers l’espace. Par leurs observations, Bougher et al. permettent ainsi d’apporter des contraintes supplémentaires sur les processus d’échappement des gaz volatiles qui sont contrôlés par la structure de la thermosphère et de l’ionosphère.
Laila Andersson (toujours du LASP) et ses collaborateurs, ont quant à eux découvert que de la poussière se trouvait en orbite autour de Mars. Ils ont pu détecter des impacts de grains de poussière sur la sonde, et ce depuis les plus basses altitudes (125 km) et jusque 1000 km d’altitude. La distribution spatiale de ces grains de poussière indique qu’il s’agirait non pas de matière martienne mais plutôt de résidus de débris du système solaire. Aucun processus physique connu ne permet en effet de propulser des poussières à des altitudes supérieures à 150 km… Ces poussières formeraient des couches discrètes dans l’ionosphère de Mars et pourraient modifier les processus chimiques qui s’y déroulent avant d’ensemencer la surface. Les chercheurs sont parvenus par comparaison avec des mesures en laboratoire et en faisant une hypothèse sur leur vitesse (18 km/s), à déterminer la taille de ces grains de poussière : entre 1 et 12 microns. Ces observations permettent de mieux cerner comment la poussière interplanétaire se déplace dans le système solaire interne et comment elle interagit avec l’atmosphère de Mars.
La sonde MAVEN avant son lancement (Reuters/Joe Skipper)
Enfin, Bruce Jakosky et d’autres collaborateurs publient un article compagnon à ceux de Science dans Geophysical Research Letters, dans lequel ils retracent les autres éléments clés mesurés jusqu’ici par MAVEN, notamment ce qui concerne la composition chimique de l’atmosphère en fonction de l’altitude, ainsi que la structure de l’ionosphère et de la « magnétosphère », qui se forme quand le vent solaire rencontre l’obstacle constitué par la haute atmosphère, l’ionosphère et les faibles champs magnétiques locaux de la croûte martienne.
On y découvre (ou redécouvre) notamment que le CO2 est l’espèce gazeuse dominante dans la très basse atmosphère (95%) mais aussi dans la partie basse de la haute atmosphère. A plus haute altitude, les abondances de O, O2, N et N2 augmentent rapidement dû à leur faible masse atomique (16, 32, 14 et 28 respectivement) par rapport au CO2 plus lourd (masse atomique de 44). L’argon de masse atomique 40 augmente aussi moins vite et finalement, au-dessus de 300 km d’altitude, le gaz dominant est l’oxygène atomique, O, suivi par le dioxygène et le diazote. Les gaz comme le O, N, CO, O2 et NO sont des produits de photodissociation de la molécule H2O et sont donc d’excellents traceurs des processus photochimiques qui ont lieu à la fois dans la basse atmosphère et dans la haute atmosphère de Mars.
La haute atmosphère de Mars a probablement joué un grand rôle dans l’évolution climatique de la planète rouge et notamment sur la stabilité de l’eau liquide. Les résultats publiés aujourd’hui ne sont que les premiers engrangés par MAVEN, et donnent déjà des indices très utiles aux chercheurs. MAVEN devrait poursuivre ses investigations au moins pour couvrir une année martienne entière, et certainement encore au-delà.
Sources :
MAVEN observations of the response of Mars to an interplanetary coronal mass ejection
B. Jakosky et al.
Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)
Discovery of diffuse aurora on Mars
N. Schneider et al.
Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)
Early MAVEN Deep Dip campaign reveals thermosphere and ionosphere variability
S. Bougher et al.
Science, Vol 350 Issue 6261 (6 November 2015)
Dust observations at orbital altitudes surrounding Mars
