Une solution trouvée pour expliquer l'excès de positrons dans le rayonnement cosmique

Le détecteur de particules AMS-02 installé à bord de la station spatiale internationale a pour objectif de détecter des particules chargées légères et plus particulièrement des antiparticules comme les positrons, antiparticules des électrons, pour trouver des signes de présence de matière noire dont ils pourraient être les produits de désintégration. Et depuis 2013, AMS-02 observe un excès inexpliqué de positrons à haute énergie qui peut laisser penser à un signe d'existence de matière noire. Mais deux physiciens israéliens viennent de trouver une explication "simple" à cette anomalie.

La recherche de l'existence de particules massives de matière noire via des signes indirects comme la présence dans le rayonnement cosmique d'excès d'électrons et/ou de positrons ou d'autres antiparticules est une voie théoriquement prometteuse. Les WIMPs en se désintégrant ou en s'annihilant devraient en effet produire au final ce types de particules dont l'énergie maximale ne pourrait jamais dépasser l'énergie de masse des WIMPs d'origine. Il "suffirait" donc de détecter un excès de particules et d'antiparticules en mesurant leur énergie et d'observer une brutale chute de leur flux à une énergie bien déterminée, ce qui signerait à la fois l'existence de particules de matière noire et fournirait la valeur de leur masse.

Fraction de positrons mesurée par AMS-02 (points)
et calcul produit par les auteurs sans besoin
de matière noire (ligne rouge) (Dado et al.)

Or un tel excès d'électrons et surtout de positrons a été observé et est toujours observé aujourd'hui, tout d'abord en 2009 par l'expérience PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics), puis par le satellite Fermi-LAT en 2012, et enfin depuis 2013 avec toujours plus de précisions par le détecteur AMS-02 embarqué sur l'ISS et qui vient de dépasser le nombre impressionnant de 70 milliards de particules détectées depuis sa mise en service. 

Les données les plus troublantes de AMS-02 sont celles de la fraction de positrons dans la somme des flux d'électrons et positrons. Cette fraction augmente en fonction de l'énergie des particules et semble atteindre un plateau, alors qu'elle devrait décroître rapidement. Un comportement très mal expliqué sans invoquer l'existence de WIMPs (voir figure). 

Certaines pistes astrophysiques ont quand-même été évoquées pour expliquer un surplus de positrons, comme une origine liée à des pulsars ou des résidus de supernovas, ou bien encore une production secondaire de positrons due à des interactions des rayons cosmiques primaires au sein de leur milieu de production comme des jets de matière relativiste de trous noirs stellaires ou massifs ou des supernovas de type Ic. Mais les observations très précises de AMS-02 ont ensuite montré, en 2014, que les positrons mesurés avaient une origine isotrope, venant de toutes les directions de l'espace, ce qui apparaît très peu cohérent avec de telles sources astrophysiques qui doivent montrer une certaine anisotropie, venant principalement du disque de la Voie Lactée.

Par ailleurs, AMS-02 mesure un excès de positrons avec des énergies toujours plus hautes, atteignant maintenant 700 GeV sans voir poindre une potentielle chute brutale du flux.

Désintégrations successives via la production de mésons pi.

Shlomo Dado et Arnon Dar, dans leur étude parue dans the Astrophysical Journal il y a quelques jours, ont recalculé par simulation les interactions du rayonnement cosmique galactique primaire sur le gaz du milieu interstellaire. En prenant en compte les collisions hadroniques de ces protons énergétiques sur les noyaux des atomes formant le gaz interstellaire ainsi que les phénomènes divers d'accélération des électrons existant dans la Galaxie, les auteurs parviennent à reproduire presque exactement les flux d'électrons et de positrons ainsi que la fraction de positrons qui sont mesurés par AMS-02.  

La source principale des positrons et des électrons à haute énergie serait dans ce cas à la production de mésons par interactions dans le milieu interstellaire proche, au dessus de 1 TeV, de protons ultra-énergétiques. Les mésons (pi+, pi- ou pi0) en se désintégrant, produisent ensuite des muons positifs et négatifs, qui eux se désintègrent respectivement en positrons et en électrons. Cette explication permet alors à Shlomo Dado et Arnon Dar de faire une prédiction selon laquelle la fraction de positrons devrait continuer à augmenter en fonction de l'énergie pour finalement atteindre la valeur asymptotique de 0,57.

Les prochains résultats d'AMS-02 sur la fraction de positrons seront scrutés attentivement pour voir si un plateau se confirme, ce qui infirmerait l'hypothèse des chercheurs israéliens ou bien si elle augmente encore avec l'énergie, ce qui irait dans leur sens.

Source : 

Origin Of The Cosmic Ray Positrons Observed Near Earth- Meson Decay Or Dark Matter Decay ?

Shlomo Dado, Arnon Dar

The Astrophysical Journal 812, 38 (october 2015)

Les Bulles de l'Univers en mouvement

On savait l'Univers peuplé de sortes de très vastes filaments de matière (ordinaire et noire) entourant de grandes régions quasi vides. Ces régions "vides" ressemblent à des bulles pouvant atteindre plus de 150 millions d'années-lumière de large. Alors que l'on pensait que ces bulles de vide étaient statiques suivant simplement l'expansion accélérée cosmique, il n'en est rien! Des astronomes ont découvert que les grosses bulles de vide grossissent et les petites rétrécissent !...

Diego Lambas, chercheur à l'Université de Cordoba en Argentine et son équipe ont découvert de grands mouvements dans ces bulles de vide en explorant les données du grand relevé astronomique SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et en comparant les 245 vides cosmiques identifiés avec des simulations numériques antérieures. Ils trouvent que ces grandes bulles de vides évoluent à des vitesses entre 300 et 400 km/s par rapport à leur vitesse standard d'expansion cosmique, soit plus vite, soit moins vite. Et ce sont les petites bulles qui régressent tandis que les grandes s'étendent. 

Les petites bulles de vide se trouvent être pour la plupart d'entre elles enfermées entre des zones de grande densité de matière, ce qui a pour effet gravitationnel de les faire se rapprocher entre elles et à terme disparaître. Les grandes bulles de vides quant à elles se situent plutôt entre des zones de relativement faible densité, et se retrouvent étirées par la gravité de leur environnement. 

Simulations numériques de l'évolution des bulles de vides effectuées en 2012, validées aujourd'hui par les observations analysées par Lambas et al.  (J. Hidding, R. van de Weygaert, Univ. Groningen / http://arxiv.org/abs/1205.1669 (2012))

Les très grandes structures de l'Univers ne se construisent pas seulement par la fusion des galaxies et des amas de galaxies, mais aussi par la fusion des bulles de vide. L'étude détaillée de l'évolution de ces vides, par exemple l'étude de leurs vitesses, doit pouvoir donner quantités d'informations très utiles, notamment du fait que par leur quasi absence de matière ordinaire ou noire, ces bulles de vide doivent connaître une physique très simple en étant dominées par l'énergie noire, qui est la cause de l’accélération de l'expansion cosmique et toujours mal comprise aujourd'hui.

Les bulles de vide évoluant en fonction des effets gravitationnels environnants 

(Diego G. Lambas/Victoria Rubinstein, Observatorio Astronomico Press Office)

A n'en pas douter, les bulles de vide de l'Univers sont des "objets" qui recèlent des secrets sur l'évolution non seulement des galaxies et de leurs amas mais aussi sur l'Univers dans sa globalité, de vrais objets cosmologiques.

Sources :

Vast cosmic voids merge like soap bubbles
Ron Cowen
Nature News (15 October 2015)

The sparkling Universe: the coherent motions of cosmic voids
Diego G. Lambas, et al.
à paraître dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters
http://arxiv.org/abs/1510.00712

L'anneau d'étoiles naissantes de la galaxie M94

Cette image produite par le télescope spatial Hubble dans différentes longueurs d'ondes (visible et UV) montre la galaxie spirale Messier 94 (M94) qui est située dans la constellation des Chiens de Chasse, à une distance de 16 millions d'années-lumière. 

On peut voir nettement une sorte d'anneau brillant dans lequel sont présentes un très grand nombre d'étoiles très jeunes et où se forment de toutes nouvelles étoiles à un taux très soutenu. Cette structure est appelée par les astronomes un anneau de bouffées d'étoiles (starburst ring). 

Cette forme si particulière serait le produit d'une onde de pression venant du centre de la galaxie et se propageant vers l'extérieur. Cette onde de pression provoque une compression du gaz et des poussières dans les régions externes, et cette compression induit l'effondrement du gaz en nuages denses, qui sont propices à l'apparition de zones de gaz et poussières encore plus denses et chaudes qui sont ce qu'on appelle alors des étoiles...

M 94 (ESA Hubble/NASA)

Nouveau Survol de Encelade par Cassini

Il n'aura fallu qu'un peu plus de 24 heures pour que les images brutes soient diffusées par la NASA... La sonde Cassini en orbite autour de Saturne a effectué un nouveau survol du satellite glacé Encelade hier matin, un survol de son pôle Nord à une altitude de 1839 km, afin de déceler d'éventuels phénomènes tectoniques comme ceux que  Cassini avait observé à son pôle sud.

En attendant le prochain survol de Encelade prévu dans deux semaines au niveau des geysers de vapeur de son pôle sud à seulement 49 km d'altitude (!), laissez vous emporter par ce monde étrange de glace fracturée creusée de cratères et de fissures sous lesquels gît, profondément enfoui, un océan d'eau chaude...

Crédit images (images brutes) : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Les galaxies spirales sont entourées d'un vaste halo d’émission radio

C'est une étude qui vient de le démontrer : les galaxies spirales sont très souvent entourées par un vaste halo qui émet des ondes radio. Ce vaste "halo radio" serait formé par des particules chargées et des champs magnétiques et était jusqu'alors invisible.

C'est en étudiant les émissions dans les longueurs d'ondes radio d'un échantillon de 35 galaxies spirales vues par la tranche que l'équipe internationale d'astrophysiciens du projet CHANG ES (Continuum Halos in Nearby Galaxies, and EVLA Survey) ont réussi à mettre en évidence la présence quasi systématique d'une vaste région formant un halo radio de part et d'autre du plan des disques galactiques. Les 35 galaxies étudiées sont des galaxies proches, réparties à des distances comprises entre 11 millions et 137 millions d'années-lumière. Elles ont été étudiées grâce au radiotélescope Karl Jansky Very Large Array dans deux bandes spectrales radio, autour de 1,5 GHz et autour de 6 GHz.

Visualisation de l'étendue du halo radio observé autour de la galaxie NGC 5775 (Jayanne English (U. Manitoba), Judith Irwin Theresa Wiegert (Queen’s U.) NRAO/AUI/NSF; NASA/STScI)

Après avoir traité 30 images radio sur les 35, les chercheurs montrent la présence sans équivoque de ces vastes étendues d'émission radio de part et d'autre des disques galactiques. De telles émissions radio peuvent être le produit de charges électriques en mouvement dans des champs électromagnétiques, typiquement des rayons cosmiques, proton, électrons ou noyaux d'atomes. On savait que de tels halos pouvaient exister mais ce que l'on ignorait jusqu'à aujourd'hui, c'est leur quasi omniprésence autour des galaxies spirales.

Les galaxies spirales, comme notre Voie lactée ont leur majorité d'étoiles, de gaz et de poussières regroupés dans un disque plat en rotation, avec des bras en forme de spirale, et la très grande majorité de la lumière et des ondes radio que nous observons proviennent d'objets qui sont situés dans ce disque. Il a toujours été difficile d'entrevoir ce qui se passe au dessus et en dessous de ce disque de matière.

L'étude du "halo radio" peut maintenant apporter de nombreuses informations sur bon nombre de phénomènes, à commencer par le taux de formation d'étoiles dans le disque ou encore les vents de particules produits par les explosions d'étoiles ou bien l'origine des champs magnétiques des galaxies.

Car l'implication importante de cette observation est que l'on peut voir maintenant comment les rayons cosmiques et les champs magnétiques non seulement débordent du disque galactique mais à quel point ils s'étendent loin du plan de rotation.

Ces résultats qui sont entièrement partagés avec la communauté astrophysique dans leurs moindres détails (l'article paru dans Astronomical Journal fait la bagatelle de 70 pages...), ce qui est une spécificité du projet CHANG ES, devraient être bientôt suivis par de nouveaux résultats en cours d'analyse par la même équipe sur d'autres échantillons de galaxies... 

Source : 

CHANG-ES IV: Radio continuum emission of 35 edge-on galaxies observed with the Karl G. Jansky Very Large Array in D-configuration

T. Wiegert et al.,

The Astronomical Journal, Volume 150, Issue 3  (2015)

Les amas de galaxies n'ont pas la bonne masse

Quelque chose ne tourne pas rond dans le modèle standard de la cosmologie actuel, le modèle que l'on nomme LambdaCDM, qui considère que l'Univers est en expansion accélérée et contient 26% de matière noire. Quelque chose ne tourne pas rond et c'est une bonne nouvelle.

Carte du CMB par Planck (ESA)

Une nouvelle étude venant de paraître sous la plume de cosmologistes français vient confirmer une anomalie importante concernant la masse des amas de galaxies. Les amas de galaxies sont des grandes structures cosmiques qui regroupent des dizaines voire des centaines de galaxies. Ils ont pour origine, pense-t-on, les fluctuations de densité qui existaient dans l'Univers primordial, et qui se voient toujours dans le rayonnement fossile du fond diffus cosmologique, exploré en détail ces dernières années par le satellite Planck.

L'étude précise de ces petites fluctuations que l'on voit dans le fond diffus cosmologique (le CMB) permet aux cosmologistes de déduire de nombreux paramètres de l'Univers, et parmi ceux-ci on peut prédire quelle doit être la densité des amas de galaxies, c'est à dire le nombre d'amas de galaxies par unité de volume d'Univers.

Parallèlement à ces prédictions théoriques basées sur des observations du CMB, on parvient à mesurer la densité réelle des amas de galaxie par l'observation. Et il existe plusieurs moyens d'observation pour faire cette mesure. Il se trouve que l'une d'elles peut être effectuée avec le même satellite qui mesure les fluctuations du CMB, mais cette fois-ci, il mesure les perturbations provoquées sur le rayonnement de fond par toutes les grandes structures qui se trouvent en avant-plan. 

Le principe utilisé dans cette mesure est fondé sur l'effet Sunyaev-Zel'dovich (souvent raccourcit en effet SZ). Il s'agit du résultat de l'interaction d'électrons de grande énergie sur les photons du CMB par diffusion Compton inverse (les électrons transfèrent une partie de leur énergie aux photons micro-ondes qui gagnent de l'énergie en changeant de direction). L'effet SZ permet ainsi de cartographier la densité des électrons et par là-même les grandes densités de matière, notamment de gaz chaud, qui peuple les amas de galaxie... Et ces amas de galaxies et leur gaz chaud peuvent également être observés plus directement par l'observation en rayons X.

Masses des amas de galaxies nécessaires pour que l’abondance d’amas de galaxie soit compatible avec le modèle cosmologique standard (ΛCDM), en fonction des masses estimées par équilibre hydrostatique à partir des observations en rayons X . La ligne rouge marque l’ajustement des masses et montre que les masses du modèle standard sont 70% supérieures aux masses déduites des observations directes en rayons X (Institut d'Astrophysique Spatiale/CNRS/UPSud)

On a donc d'un côté une prédiction sur le nombre d'amas de galaxies issue de l'observation du CMB et du modèle cosmologique LambdaCDM et de l'autre des observations du nombre d'amas avec deux techniques très différentes. 

Pour pouvoir comparer les prédictions et les observations du nombre d'amas, il faut prendre en compte le paramètre de la masse des amas. Or la masse des amas peut être évaluée par des observations en rayons X et a été mesurée dans le passé. Les chercheurs français, à partir des données de Planck sur l'effet SZ et des valeurs de masse acquises par l'observation en rayons X avaient montré en 2014 que le nombre d'amas était beaucoup plus faible que la prédiction issue du modèle LambdaCDM construit à partir du CMB, et pas qu'un peu ! Le nombre d'amas est entre 3 et 4 fois plus faible que ce qui est prédit.

L'équipe française menée par Stéphane Ilic du Centre de Physique Théorique à Marseille (CNRS/Université Aix-Marseille) s'est à nouveau penché sur cette forte tension comme disent les chercheurs pour ne pas employer de termes trop durs. Ils ont donc réévalué la masse des amas à partir des données d'observation en rayons X via la relation température-masse des amas, et ont regardé ensuite comment il faudrait modifier cette valeur de masse pour que, une fois injectée dans le modèle, la prédiction et les observations concordent quant au nombre d'amas observés. La réponse est sans appel : les amas devraient avoir une masse 1,70 fois plus grande que celle qui est mesurée ! 

Cette conclusion laisse songeur plus d'un astrophysicien et d'un cosmologiste, car elle vient tout a fait conforter l'écart sur le nombre d'amas qui était obtenu en 2014. Et quand on parle de masse ici, y est déjà incluse bien sûr la fameuse matière noire.

Quelque chose ne tourne donc pas rond, soit dans les amas, soit dans le CMB ou soit dans le modèle LambdaCDM. La masse des amas est-elle vraiment sous-estimée à ce point et pourquoi ? La matière noire est-elle encore plus présente dans les amas ? Une nouvelle physique est-elle à l'origine des écarts observés ? Le modèle LambdaCDM cache-t-il une faille importante ? 

Une des clés pour tenter de comprendre ce qui cloche sera de mesurer la masse des amas par d'autres méthodes encore différentes, comme par exemple l'effet de lentille gravitationnelle; c'est ce que devrait pouvoir faire le futur télescope Euclid que l'ESA doit lancer aux alentours de 2020. C'est une très bonne nouvelle...

Source : 

X-ray galaxy clusters abundance and mass-temperature scaling  

S. Ilic, A. Blanchard,  M. Douspis, 

Astronomy and Astrophysics, 582, A79, (12 october 2015)

Les plus vieilles étoiles de l'Univers cachées dans notre Galaxie

Les étoiles que nous appelons étoiles de Population III sont les premières étoiles qui ont été produites dans l'Univers, les étoiles primordiales qui se sont formées dans les galaxies naissantes il y a environ 13,3 milliards d'années. Si elles n'étaient pas trop massives à leur apparition, ces étoiles de Population III devraient encore exister aujourd'hui, dans notre galaxie. Mais on ne les trouve pas. A moins qu'elles ne se cachent subtilement à nos télescopes...

Vue d'artiste d'étoiles primodiales (WMAP Science Team)

Des simulations cosmologiques de la formation des étoiles de Population III ont montré que la masse de ces étoiles pouvait s'étendre depuis des valeurs très grandes, plusieurs centaines de masses solaires jusqu'à des masses inférieures à celle du soleil (0,8 masse solaire). Alors que les étoiles très massives ont une durée de vie très courte et finissent par exploser et fournir de la matière à la génération suivante d'étoiles (dites de population II), celles qui avaient une masse de l'ordre de 0,8 masse solaire doivent avoir survécu plus de 13 milliards d'années et se retrouver aujourd'hui sous la forme d'étoiles de la séquence principale ou de géantes rouges.

La particularité de ces étoiles de première génération est qu'elles ne doivent pas contenir d'éléments chimiques plus évolués que l'hydrogène et l'hélium. Elles ne doivent pas comporter ni d'oxygène, ni de carbone, ni d'autres éléments plus lourds, ce que les astronomes appellent des métaux. La recherche de telles étoiles dans notre galaxie passe donc par la recherche d'étoiles montrant une absence de métaux. Or on n'en trouve pas, alors qu'elles devraient être là.

Et le milieu interstellaire, milieu qui sépare les étoiles au sein d'une galaxie se trouve pouvoir être riche en métaux, et on sait que les étoiles peuvent absorber une partie de ces gaz interstellaires par le phénomène d'accrétion. Un astrophysicien américain du Los Alamos National Laboratory vient de publier une étude dans laquelle il montre que les étoiles de faible masse peuvent absorber de la matière du milieu interstellaire en "sélectionnant" la matière absorbée, préférant le gaz et rejetant les grains de poussière. Cette sélection a lieu à cause de la pression de radiation exercée par l'étoile, qui a pour effet de repousser les grains de poussière sans pouvoir le faire sur les molécules de gaz.

Jarrett Johnson s'est donc intéressé au cas des étoiles de Population III manquantes et a simulé ce à quoi elles ressembleraient en produisant ce phénomène d'accrétion de matière différentielle. La "signature" qu'il obtient pour ces étoiles, du fait de la forte absence de fer qui est principalement contenu dans les grains de poussières, non absorbés, est une population d'étoiles enrichies en carbone et autres éléments légers (venant du gaz accrété) mais pauvres en fer.

Or, des étoiles avec cette signature chimique existent bel et bien dans notre galaxie ! Elles sont appelées des étoiles CEMP (Carbon-Enhanced Metal-Poor) et ont une origine qui reste pour le moment énigmatique. 

Jarret Johnson émet alors l'hypothèse simple que ces étoiles CEMP pourraient en fait être les étoiles de Population III tant recherchées, mais elles seraient polluées chimiquement par l'accrétion différentielle du milieu interstellaire, et on ne les aurait donc tout bonnement pas reconnues...

Johnson conclut son étude avec beaucoup d'humilité en précisant que les étoiles CEMP pourraient avoir d'autres origines par d'autres processus physiques, et que les étoiles de Population III pourraient aussi ne pas produire d'accrétion du tout si elles projettent un vent solaire suffisant pour repousser la matière environnante, ce que font de nombreuses étoiles de faible masse. Mais dans ce cas on devrait les trouver facilement, ce qui n'est pas le cas... Alors son hypothèse apparaît être tout sauf saugrenue. Les premières étoiles de l'Univers sont peut-être là, tout près de nous.

Source : 

The chemical signature of surviving Population III stars in the Milky Way

Jarrett L. Johnson

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 453, 2771–2778 (2015)

Les américains de retour sur Vénus

La NASA a dévoilé la semaine dernière les projets finalistes pour la prochaine mission spatiale du programme Discovery, dotée de 500 millions de dollars. Ils sont cinq, deux sont dédiés à l’étude de Vénus et trois sont orientés vers l’étude d’astéroides. Le (ou les) projets gagnants seront sélectionnés dans un an. Petit tour d’horizon…

Le programme Discovery existe depuis 1996. Ce programme de missions spatiales est dévolu à des missions à relativement bas coût (500 millions de dollars maximum hors coût du lancement). La NASA lance un appel d’offre dans le cadre de ce programme tous les deux à trois ans environ, puis retient trois finalistes, qui obtiennent alors quelques millions de dollars pour peaufiner leur proposition durant un an, puis un projet est finalement sélectionné pour devenir réalité et faire de la science.

On doit notamment au programme Discovery des instruments à grand succès comme le rover martien Mars Pathfinder ou encore les sondes MESSENGER (étude de Mercure) et DAWN (étude de Vesta et Cerès) ou dans un autre domaine le télescope spatial Kepler, chasseur d’exoplanètes.

Les deux derniers appels d’offre de Discovery avaient été espacés d’un peu plus de cinq ans (la mission Grail pour l’étude du champ gravitationnel de la Lune, lancée en 2011 et la mission Insight, sélectionnée en 2012 et qui sera lancée vers Mars en 2016 pour en étudier le sous-sol). La NASA, peut-être pour se racheter de ce petit retard,  vient de laisser entendre qu’elle pourrait sélectionner deux missions au lieu d’une seule pour la prochaine session du programme Discovery. Cinq projets ont en effet été présélectionnés au lieu des trois habituels, pour des lancements prévus au début des années 2020.

Vénus imagée par la sonde Magellan (NASA/JPL)

Parmi les 27 projets de missions proposés par diverses institutions et universités américaines pour cette session, la grande majorité était dédiée à l’étude de ce qu’on appelle des petits corps. Trois projets proposaient d’étudier les satellites de Mars, quatre souhaitaient mettre en orbite des télescopes pour l’étude d’astéroïdes, onze autres proposaient d’aller visiter de près des comètes ou des astéroïdes, quatre projets ciblaient l’étude de Vénus, deux se focalisaient sur la Lune et un seul s’intéressait à Mars. Deux projets s’aventuraient auprès des planètes géantes : un pour aller visiter le satellite de Jupiter Io et un autre pour étudier de près le satellite de Saturne Encelade.
Un critère d’importance pour les propositions de cette année était qu’il fallait exclusivement utiliser une source d’énergie solaire et non un générateur à radio-isotope au plutonium, la NASA étant actuellement très limitée quant à son stock de plutonium 238, préférant garder ses réserves pour des missions d’envergures aux confins du système solaire en attendant la production de nouvelles quantités. Cette contrainte explique sans doute la focalisation des propositions vers des destinations pas trop lointaines.

Parmi les cinq projets présélectionnés, deux prévoient d’étudier Vénus : VERITAS et DAVINCI.
VERITAS (Venus Emissivity, Radio Science, inSAR Topography and Spectroscopy) a pour objectif de cartographier la surface de Vénus avec un radar et notamment de mettre en évidence la présence de volcans actifs.
DAVINCI (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gases, Chemistry, and Imaging) a pour objet d’envoyer une sonde dans l’atmosphère vénusienne et d’analyser sa composition durant sa descente, qui durerait exactement 63 minutes. Elle permettrait également d’imager la surface de Vénus.
Lori Glaze, responsable du projet DAVINCI, et planétologue au Goddard Space Flight Center se réjouit : « Cela envoie le message très positif qu’il est temps de retourner sur Vénus ». Les scientifiques américains n’ont en effet pas visité Vénus depuis plus de 20 ans, depuis la fin de la mission Magellan en 1994.

Le projet VERITAS est dirigé par une autre femme, Suzanne Smrekar du Jet Propulsion Laboratory à Pasadena. Son outil principal, un radar, permettra aux chercheurs de voir la surface de Vénus à travers ses très épais nuages de dioxyde de soufre et de dioxyde de carbone avec une résolution bien meilleure que celle qu’avait obtenue la sonde Magellan. L’objectif est de déterminer s’il existe des volcans actifs sur Vénus, qui sont suspectés de produire des changements atmosphériques importants.
DAVINCI prévoit quant à lui de larguer dans l’atmosphère vénusienne une sphère métallique bourrée de capteurs, qui analysera en temps réel son environnement en envoyant ses données à un module resté en orbite qui transférera les données vers la Terre. Cette sonde devrait fournir des images de la surface de Vénus, les premières images réelles de la surface depuis celles acquises par les atterrisseurs Venera dans les années 1970. La sonde viserait une région de Vénus montrant des terrains accidentés, appelés Tesserae, zones mystérieuses suspectées d’être d’anciens continents.

Concept de la sonde Psyche (JPL/Corby Waste)

Les trois autres finalistes sont tous dédiés à l’étude des astéroïdes, montrant par là le fort intérêt de la NASA pour ces petits corps. La NASA rappelons-le a été mandatée par le Congrès américain en 2005 pour identifier 90% des objets de plus de 140 m d’ici à 2020. Nul doute que la NASA va profiter de ces propositions de missions pour se rapprocher de son objectif, car pour le moment encore très loin de sa cible.

Le projet Psyche vise à explorer l’astéroïde du même nom, qui possèderait la particularité d’être composé presque exclusivement de fer et de nickel, et pourrait être un résidu de cœur de planète avec probablement un fort champ magnétique, faisant de lui un gros aimant… Lancé en 2020, la sonde arriverait à destination en 2026. Le projet Lucy, prévoit lui d’explorer pas moins de cinq astéroïdes de type Trojans (situés sur l’orbite de Jupiter) en 2027 pour en déterminer la composition que l’on estime être très primitive. Enfin, le projet NEOCam (Near Earth Object Camera), peut-être le plus probable gagnant des trois pour la raison évoquée plus haut, est un télescope spatial devant pouvoir découvrir dix fois plus d’objets géo-croiseurs de petite dimension que ce qui est connu aujourd’hui…

De par la nature des projets sélectionnés, on peut raisonnablement penser que deux missions du programme Discovery seront lancées au début de la prochaine décennie : l’une vers Vénus, et l’autre pour l’étude des astéroïdes. Un fait marquant de cette présélection est le grand retour des américains sur Vénus, peut-être trop longtemps délaissée au profit de la planète rouge…

Programme Discovery :
http://discovery.nasa.gov/missions.cfml

C'est quoi, l'Oscillation des Neutrinos ?

Le prix Nobel de Physique vient récompenser cette année la mise en évidence expérimentale de l’oscillation des neutrinos, une découverte très importante en physique des particules qui a eu un impact majeur y compris jusqu’en astrophysique et en cosmologie. Cette découverte implique l’existence d’une masse – très faible – pour les neutrinos, qui n’était pas prévue dans le modèle standard des particules il y a à peine vingt ans. Arrêtons-nous un instant sur l’oscillation des neutrinos : c’est quoi et comment ça marche ?

Tout est parti de ce que les physiciens avaient appelé l’anomalie des neutrinos solaires. Le pionnier de la mesure des neutrinos, Raymond Davis (nobélisé pour ses travaux en 2002), avait installé une expérience en 1965 dans la mine de Homestake aux Etats-Unis pour détecter les neutrinos en provenance du soleil, qui en produit d'énormes quantités dans ses réactions de fusion thermonucléaire. Après plusieurs années de mesures et de comptages, le flux que Davis mesurait était trois fois inférieur à celui qu’il aurait dû mesurer si les réactions nucléaires du soleil, sources de neutrinos, étaient bien comprises.

Longtemps, il fut considéré que quelque chose était erroné dans l’expérience. Comme elle ne permettait pas de déterminer ni l’énergie ni la direction d’origine des neutrinos détectés, sa robustesse était mise à mal.

Mais une nouvelle expérience vit le jour dans les années 1980 au Japon avec un détecteur de très grand volume constitué d’eau pure, capable de détecter des neutrinos électroniques d’énergie supérieure à 5 MeV, et surtout capable de déterminer la direction d’incidence des neutrinos détectés. Le résultat confirma les résultats antérieurs avec un déficit du flux d’un facteur deux cette fois-ci mais en pouvant montrer qu’il s’agissait bien de neutrinos solaires.

Puis d’autres expériences, utilisant d’autres types de liquides pour détecteur (le chlore dans SAGE ou le gallium dans GALLEX) permirent de détecter des neutrinos solaires de plus basse énergie jusqu’à 0,3 MeV, avec toujours un déficit par rapport à la théorie, mais cette fois-ci de moins grande envergure, « seulement » 40% inférieur à la théorie. Comme le modèle du fonctionnement interne du Soleil était bien établi, notamment par des observations très différentes fondées sur l’héliosismologie, il devait donc bien exister une anomalie dans la description des neutrinos et cette anomalie semblait varier en fonction de leur énergie…

Il faut revenir un instant sur ce que sont les neutrinos. Il existe trois saveurs de neutrinos qui correspondent aux trois familles de leptons : les électrons, les muons et les taus. Un neutrino accompagne toujours un lepton, soit lorsqu’il est produit, ou soit lorsqu’il est absorbé, par exemple lors de la désintégration béta où est émis un électron accompagné d'un antineutrino (par commodité, les physiciens parlent de neutrinos même s'il s'agit en fait de leur antiparticule l'antineutrino).

   

Pour être sûr de bien comprendre ces déficits de flux de neutrinos observés, il fallait pouvoir détecter tous les types de saveurs et pas seulement une seule comme le faisaient les différentes expériences à l’époque, même si le soleil ne devait produire théoriquement qu’une seule saveur (les neutrinos associés aux électrons).

C’est ce que permit l’expérience canadienne SNO dans les années 1990, qui proposa d’utiliser de l’eau lourde comme détecteur, qui grâce à son deutérium, ouvrait la voie à la détection des trois saveurs de neutrinos par trois types d’interactions différentes (la diffusion élastique, qui mesure les trois flux, le « courant neutre », qui mesure le flux des neutrinos électroniques seul, et le « courant chargé », qui mesure à nouveau les trois flux, de manière différente de la diffusion élastique).

Probabilité d'oscillation d'un neutrino électronique.

Les chercheurs de SNO purent ainsi pour la première fois décomposer le flux de neutrinos en ses trois composantes et résolurent par là même le mystère de l’anomalie des neutrinos solaires. Les neutrinos électroniques ne faisaient qu’un tiers du flux total, les deux autres tiers étant composés des deux autres saveurs. Le flux total était lui en parfait accord avec la théorie de la structure interne du soleil et de ses réactions nucléaires produisant uniquement des neutrinos électroniques.

Cette mise en évidence à la fin des années 1990 fut un coup de tonnerre puisqu’elle prouvait que les neutrinos pouvaient changer de saveur durant leur trajet entre le Soleil et la Terre. Ils oscillaient d’une saveur à une autre.

Une telle oscillation entre saveurs est rendue théoriquement possible si on considère qu’un neutrino est une particule qui  existe sous trois états de saveurs et trois états de masse, mais qui ne coïncident pas. Un neutrino est une superposition de trois états de masse différents (mais de masses très petites et très proches), c’est une combinaison linéaire de ces trois états. Lorsque le neutrino se meut, la phase entre les états de masse change, ce qui induit un changement de saveur.

Dans le cas simple où il n’y aurait que deux états de masse possibles, la probabilité de partir avec une saveur donnée n_x et de mesurer la seconde saveur n_y après une distance parcourue L (exprimée en km) avec une énergie E (exprimée en GeV) est donnée par l’expression :

P(n_x -> n_y) = sin²(2Q)sin²(1,27.Dm².L/E)

Cette probabilité d'oscillation dépend ainsi de trois paramètres :

- Q :  l’angle de mélange, qui définit comment les états de masse diffèrent des états de saveur. L’oscillation est maximale quand Q = p/4 et inexistante quand  Q = 0.

- Dm² : la différence des carrés des masses des différents états. Il y a autant d’états de masse que d’états de saveurs.  Ce paramètre est crucial. Il dit simplement que si les neutrinos oscillent, cela signifie qu’au moins l’une des saveurs à une masse non nulle et que leurs masses doivent être différentes.  Si Dm² =0, la probabilité s’annule.

- L/E : ce paramètre est le seul que les physiciens peuvent contrôler lorsqu’ils font des expériences d’oscillométrie des neutrinos. Il indique que la probabilité d’oscillation dépend de la distance parcourue par le neutrino et de son énergie. Plus l’énergie est faible et plus la distance nécessaire pour voir une oscillation sera réduite. La probabilité d’oscillation est maximale quand

L/E = p/(2,54. Dm²)

Dans le cas réel où il y a trois saveurs et non deux, l’expression de la probabilité d’oscillation est un peu plus compliquée :

Quand L/E est petit , on a :

P(n_µ -> n_t) = cos²(Q₁₃)sin²(2Q₂₃)sin²(1,27.Dm²₂₃. L/E)

P(n_e -> n_µ) = sin²(2Q₁₃)sin²(Q₂₃)sin²(1,27.Dm²₂₃. L/E)

P(n_e -> n_t) = sin²(2Q₁₃)cos²(Q₂₃)sin²(1,27.Dm²₂₃. L/E)

Et quand L/E est grand :

P(n_e -> n_t,µ) = cos²(Q₁₃)sin²(2Q₁₂)sin²(1,27.Dm²₁₂. L/E) + sin²(2Q₁₃)/2

Avec cinq paramètres : deux différences de masses au carré Dm²₁₂ et Dm²₂₃ et trois angles de mélange entre les trois états de masse :  Q_{12 ,} Q₂₃ et Q₁₃.

Depuis les résultats pionniers de SuperKamiokande et de SNO qui valent aujourd’hui à leurs responsables Takaaki Kajita et Arthur McDonald le prix Nobel, l’étude de l’oscillation des neutrinos s’est largement développée grâce à des mesures auprès de réacteurs nucléaires ou grâce à la production de faisceaux de neutrinos détectés à longue distance à travers la croûte terrestre (comme par exemple entre le CERN et le laboratoire souterrain du Gran Sasso en Italie (expériences OPERA et ICARUS) ou entre le réacteur de Tokaï et SuperKamiokande au Japon (expérience T2K), auprès des réacteurs nucléaires chinois de Daya Bay ou entre l’accélérateur de FermiLab et le laboratoire souterrain de la mine de Soudan aux Etats-Unis (expérience MINOS)

Ce que l’on sait aujourd’hui sur les paramètres d’oscillation des neutrinos, à défaut de pouvoir mesurer leur masse exacte, c’est que deux masses sont proches l’une de l’autre et la troisième plus éloignée, sans que l’on puisse encore déterminer de quelle saveur il s’agit ni quelle est la hiérarchie de ces masses. L’angle de mélange Q₁₃ serait proche de 0 mais non nul, et l’angle Q₂₃ serait proche de p/4.

L’existence de l’oscillation des neutrinos laisse une porte ouverte notamment sur la possible existence d’une ou plusieurs familles de neutrinos supplémentaires, qui oscilleraient de la même façon avec les saveurs déjà connues, et qui pourraient expliquer notamment une autre anomalie des flux de neutrinos observée depuis quelques années auprès de réacteurs nucléaires et pourquoi pas fournir un candidat pour expliquer ou participer à la matière massive et élusive qu’on appelle matière noire…

Un déclenchement de supernova par la matière noire ?

Une récente étude (1) a montré que près de la moitié des supernovas de type Ia explosent alors que la masse de l’étoile naine blanche à leur origine n’atteint pas la masse limite déclenchant en théorie l’explosion.  Pour tenter d’expliquer cette étonnante population de supernovas, une théorie impliquant de la matière noire à vue le jour, montrant que celle-ci pourrait servir de déclencheur explosif…

La masse limite au-delà de laquelle théoriquement une naine blanche ne peut pas survivre et où doit se produire une explosion thermonucléaire, faisant entièrement disparaître l’étoile est la masse de Chandrasekhar et elle vaut 1,44 masses solaires. Tant qu’une naine blanche n’atteint pas cette masse au cours de son accrétion de matière provenant d’une étoile compagne, elle ne devrait avoir aucune raison d’exploser. Mais une anomalie forte semble exister d’après une étude parue en 2014 (1), dans laquelle des astrophysiciens ont étudié un panel de supernovas proches et montrent qu’entre 25 et 50% d’entre elles n’avaient pas la masse de Chandrasekhar lorsqu’elles ont explosé. Parmi celles-ci, seulement 1% montraient une masse légèrement supérieure à 1,44 masses solaires, les autres  avaient une masse comprise entre 1,1 et 1,4 masses solaires. 

Les ejecta de l’explosion de la supernova de Tycho (une SN Ia, observée en 1572 par le Danois Tycho Brahe) s’étendent depuis 440 ans pour former cette belle bulle de gaz de 55 années-lumières de diamètre. Sur cette image composite sont visualisés d’une part des rayons X de faible énergie en rouge (correspondant aux débris en expansion) et d’autre part des rayons X de haute énergie en bleu qui montrent l’onde de choc, une coquille d’électrons ultra énergétiques.
Credit: rayons X: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.; Optique: DSS

Pour mesurer quelle était la masse d’une l’étoile dont l’observation de l’explosion a pu être effectuée, les astrophysiciens essayent de reconstruire les morceaux du puzzle qui peuvent encore être observés après l’explosion par des mesures d’abondance de résidus de l’étoile comme les noyaux radioactifs de ⁵⁶Ni. La courbe de lumière de la supernova peut également donner des indications sur la masse de l’étoile qui a explosé.

Une nouvelle étude qui vient de paraître dans Physical Review Letters tente d’apporter une explication à ces étoiles explosées trop tôt. Le physicien américain Joseph Bramante qui signe seul ces travaux a notamment relevé un fait marquant au sujet de ces supernovas Ia précoces. Il a effectué un classement en traçant la masse des progéniteurs de SN en fonction de leur âge présumé au moment de l’explosion (évalué grâce à la mesure de l’âge des étoiles les plus voisines), et ce que l’on observe avec une très bonne confiance statistique, c’est qu’il y a une corrélation entre l’âge de l’étoile et sa masse au moment de l’explosion.  Les étoiles de masse 1,44 masses solaires explosent plus jeunes que celles qui n’ont qu’une masse de 1,1 ou 1,2 masses solaire.

Bramante part de ce constat pour imaginer l’existence d’un processus d’accumulation de matière exotique au sein des étoiles, qui au fil du temps pourrait devenir suffisamment importante pour déclencher une ignition de supernova alors que l’étoile n’avait pas encore la masse requise (nous parlons ici de la masse de matière ordinaire, celle que l’on peut mesurer).

La supernova de type Ia SN 2011fe découverte le 24 août 2011
dans la galaxie M101 de la Grande Ourse (Image B. J. Fulton,
Las Cumbres Observatory Global Telescope Network)

Bien évidemment, cette matière exotique ne serait ni plus ni moins qu’une forme de matière noire, des particules exotiques, et pour le coup, dans la théorie de Bramante, très exotiques. Il s’agirait dans ce modèle, de matière noire dite asymétrique, formée de particules très massives, ayant une masse de l’ordre du PeV (pétaélectronvolt), soit 1 million de fois plus massives qu’un proton ou un neutron.

Par leur interaction gravitationnelle elles s’accumuleraient dans le cœur des étoiles naines blanches jusqu’à une densité telle qu’elles pourraient induire un puits de potentiel gravitationnel suffisant pour provoquer un effondrement du cœur puis l’onde de choc caractéristique de ce type de supernova, l’échauffement extrême qui s’en suit, puis la dislocation/dispersion de la matière de l’étoile.

Outre le fait que ce type de matière pourrait être cohérent avec le modèle standard actuel de la cosmologie en fournissant une densité d’énergie de la matière noire conforme aux diverses observations, son processus d’accumulation au sein des étoiles qui est envisagé par Joseph Bramante  offre en outre un élément supplémentaire très intéressant puisqu’il permettrait d’expliquer un autre petit mystère, très différent de celui des SN précoces. 

Il a été observé depuis de nombreuses années que le centre galactique ne comporte pas autant de pulsars que ce que l’on devrait attendre. Mais comme la densité de matière noire asymétrique devrait être plus importante au centre de la galaxie, cette dernière pourrait alors s’accumuler plus rapidement au cœur des étoiles à neutrons (pulsars). L’auteur calcule que des particules de 1 PeV peuvent tout simplement détruire un pulsar en le transformant non pas en supernova mais en trou noir en l’espace de 100 millions d’années, expliquant ainsi la faible population observée. On ne verrait plus de pulsars car ils seraient devenus des trous noirs.

Dans le centre galactique, avec une densité de matière noire plus importante et avec le processus envisagé, cette matière noire devrait également produire l’explosion de supernovas Ia encore moins massives, et aussi plus jeunes que ce qui a été entrevu dans des zones externes de galaxies. Ces différents effets devraient pouvoir être observables, si tant est que l’on trouve suffisamment de supernovas Ia au centre de galaxies, ce qui n’est pas une mince affaire…

Sources : 

(1) R. A. Scalzo, A. J. Ruiter, and S. A. Sim, 

The ejected mass distribution of type Ia supernovae: A significant rate of non Chandrasekhar-mass progenitors, 

Mon. Not. R. Astron. Soc. 445, 2535 (2014).

(2) Dark Matter Ignition of Type Ia Supernovae

Joseph Bramante

Phys. Rev. Lett. 115, 141301 – (29 September 2015)