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Blog et Podcast - Astronomie, Astrophysique, Astroparticules, Cosmologie. L'infini se contemple, indéfiniment. ISSN 2272-5768
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Naissance d’une planète dans le disque de HL Tauri
Image combinée de HL Tau par ALMA (rouge) et VLA (jaune)
Les images de ALMA avaient déclenché de nombreuses études théoriques pour comprendre cette structure, des études sur les interactions disque-planètes, d’autres sur les effets que peuvent produire des champs magnétiques sur un tel disque, ou encore sur l’évolution naturelle des grains de poussière de différentes tailles. La zone la plus intéressante est sans nul doute la partie interne du disque de HL Tau, où pourraient s’être formées des planètes telluriques. Malheureusement, ALMA ne peut pas imager cette zone la plus interne à cause de l’absorption trop grande dans les longueurs d’ondes que ses radiotélescopes utilisent.
Une équipe d’astrophysiciens a donc décidé d’utiliser un autre réseau de radiotélescopes travaillant à des longueurs d’ondes légèrement plus grandes (7 mm) afin de pouvoir imager avec une très bonne résolution la partie centrale du disque de HL Tau. Ils ont exploité le Karl Jansky Very Large Array qui leur a permis d’atteindre une résolution comparable à celle de ALMA pour la zone étudiée.
Les chercheurs parviennent à mesurer la masse totale de poussière du disque de HL Tau (environ 0,001 masse solaire) et observent une croissance rapide des grains de poussière, de la fragmentation, ainsi que la formation de globules denses dans les parties les plus denses en poussière du disque.
C’est dans le tout premier anneau de poussières que l’astrophysicien mexicain Carlos Carrasco-Gonzalez et ses collaborateurs observent cette structure particulière asymétrique. Les chercheurs ont produit plusieurs images avec plusieurs résolutions angulaires et différentes bandes spectrales et ont noté que le globule dense persistait, a contrario des autres fluctuations dans le reste de l’anneau.
Images de HL Tau (ALMA à gauche, VLA à droite)
Ce que proposent Carlos Carrasco-Gonzalez et ses collaborateurs dans leur étude à paraître dans the Astrophysical Journal Letters, c’est que HL Tau n’aurait pas encore formé de planètes, mais serait tout juste en train de le faire, par la condensation de la matière dans ses anneaux de poussière. Le globule dense observé serait le premiers instant d’une planète en devenir. Les anneaux de poussière les plus internes de HL Tau sont très denses et massifs et peuvent facilement se fragmenter, d’après les chercheurs. Il est ainsi possible que chaque anneau finisse par former un ou plusieurs globules denses qui deviendront autant de planètes en accrétant de la masse dans leur voisinage.
Rien ne vaut une observation complémentaire pour interpréter correctement l’image d’un objet astrophysique, fut-elle d’une esthétique incomparable. De nouvelles études sont désormais en cours pour modéliser en détails le disque de HL Tau et essayer de montrer que le globule observé est en train de grossir en attirant à lui de la matière, et à quelle vitesse cet embryon de planète peut évoluer.
The VLA view of the HL Tau Disk - Disk Mass, Grain Evolution, and Early Planet Formation
The Astrophysical Journal Letters, à paraître
Première observation de l'étoile compagne d'une Supernova Ia
Pour la première fois, des astronomes ont pu observer la présence de l'étoile accompagnant une supernova de type Ia, et qui est à l'origine de l'explosion de la naine blanche.
La théorie décrivant le processus de supernova de type Ia est assez bien définie. Ces supernovas sont les plus intéressantes pour les astrophysiciens car elles leur servent de chandelles standard (leur luminosité intrinsèque est quasi identique et leur luminosité apparente ne dépend donc que de leur distance). La théorie stipule qu'une étoile naine blanche formant un système binaire avec une autre étoile, lui accapare de la matière et ce faisant finit par dépasser la masse critique au delà de laquelle sa pression interne ne peut plus contrecarrer la force de gravitation. Il se produit alors un effondrement gravitationnel et l'explosion de la naine blanche qui ne laisse rien derrière elle, si ce n'est une nébuleuse ensemençant le milieu interstellaire.
La théorie fonctionne très bien et permet d'expliquer les supernovas Ia qui sont observées, oui mais... oui mais depuis près de 50 ans que ce modèle a été développé, les astronomes n'ont jamais réussi à observer l'étoile compagne à l'origine du gain de masse de la naine blanche et donc de son explosion. Il faut dire que la plupart des SN Ia observées se situent dans des galaxies lointaines, ce qui ne facilite pas ce type d'observation...
Les astrophysiciens doivent ruser. On ne peut pas observer directement l'étoile compagne, mais on peut peut-être essayer de voir si il existe un impact de l'explosion de la supernova sur l'étoile compagne. C'est ce que Howie Marion (Université du Texas, Austin) et ses collaborateurs se sont engagés à observer.
La théorie développée à l'université de Berkeley par l'astrophysicien Dan Kasen prédit que lors de l'explosion de la naine blanche, si la compagne est une étoile normale, cette dernière doit subir un bref échauffement et produire  alors une bouffée de lumière bleue. C'est exactement ce qu'ont observé Marion et ses collègues. Ils montrent ainsi que l'étoile compagne de cette SN 2012cg n'est ni une autre naine blanche ni une supergéante rouge comme on l'a longtemps pensé. Il s'agit d'une étoile brûlant encore de l'hydrogène, donc tout à fait normale (une étoile que l'on dit "de la séquence principale").
Vue d'artiste d'une explosion de supernova Ia après
accumulation de matière d'une étoile compagne
SN 2012cg a été découverte le 17 mai 2012 au Lick Observatory. Elle est située dans la galaxie NGC 4424 dans la constellation de la Vierge, à une distance de 50 millions d'années-lumière. Dès le lendemain de son apparition, l'équipe de Marion l'a étudiée de très près. L'interaction avec l'étoile compagne a lieu très tôt après l'explosion proprement dite, il est donc important d'observer rapidement ce qui se passe (là-haut). L'équipe à observé la lumière en provenance de SN 2012cg avec de nombreux télescopes durant plusieurs semaines en observant la lumière dans ces différentes longueurs d'onde. L'équipe s'est constituée très vite en une vaste collaboration internationale incluant des chercheurs au Chili, en Hongrie, au Danemark et au Japon, en plus de nombreux américains.
L'excès de lumière bleue observée dans la lumière de la supernova indique clairement que la face de l'étoile compagne faisant face à l'explosion s'est fortement échauffée.
A partir de la quantité de lumière bleue en excès mesurée, les chercheurs, à l'aide de modèles d'étoiles, parviennent à déterminer la masse minimale de cette étoile compagne : 6 masses solaires.
Seules quelques spécimens de supernovas de type Ia avaient été observées aussi tôt après l'explosion, mais elles n'avaient pas permis de voir l'excès de lumière bleue caractéristique. Les chercheurs concluent dans leur article accepté pour publication dans the Astrophysical Journal, qu'ils ont eu de la chance de pouvoir observer l'excès de lumière bleue : si l'angle de vue avait été différent, ils n'auraient pas pu détecter le petit flash bleu.
Cette détection est très importante car non seulement elle confirme le modèle théorique des supernovas Ia mais elle permet aussi de prouver que les SN Ia peuvent être, à l'origine, des systèmes binaires comportant une étoile de la séquence principale (du type du Soleil), alors que des théories antérieures imaginaient plutôt des couples de naines blanches (modèle dit "double dégénéré") explosant après avoir fusionné.
Reste maintenant aux chercheurs à réitérer ce type d'observation sur les prochaines supernovas de type Ia, pour affermir cette première observation et conforter l'image que l'on se fait désormais de ces supernovas si cruciales pour les astrophysiciens.
SN 2012cg: Evidence for interaction between a normal type Ia Supernova and a non-degenerate binary companion
G. H. Marion et al.
accepté pour publication par The Astrophysical Journal
Découvrez le Ciel #1 : Autour du Lion
Je vous propose un nouveau rendez-vous en vidéo que j’ai intitulé « Découvrez le Ciel » sur la chaîne Youtube Ça Se Passe Là-Haut. Je vous invite de partir à la découverte du ciel comme si vous possédiez un télescope, grâce à une visite guidée virtuelle. Ce premier numéro ainsi que les suivants sera consacré au ciel du Printemps, avec pour commencer la constellation emblématique du Printemps : Le Lion. Vous découvrirez tour à tour des galaxies, des étoiles doubles, des amas d’étoiles, une nébuleuse, sans oublier Jupiter, qui trône en ce moment à proximité immédiate de la constellation du Lion. Vous découvrirez également au fil de ces épisodes comment se repérer dans le ciel étoilé… Suivez le guide !
J’espère que cette promenade vous aura plu, si c’est le cas, n’hésitez pas à liker la vidéo, à partager, à vous abonner, et à donner vos commentaires...
vendredi 25 mars 2016
La glace des pôles de la Lune révèle son ancien basculement
La Lune aurait vécu un basculement de son axe polaire dans le passé. Cette déduction a pu être faite grâce à l’observation de la glace d’eau cachée dans les régions polaires lunaires.
La Lune a ceci de particulier que son axe de rotation est presque parfaitement orthogonal à la droite qui joint le centre de la Lune et le centre du Soleil. Elle ne connaît donc pas de saisons comme la Terre (dont l’axe de rotation est incliné de 23°). La conséquence de cette disposition est que les cratères de la Lune qui se trouvent au niveau des pôles lunaires ne voient jamais la lumière (et la chaleur) du Soleil. Ces régions sont ainsi parmi les zones les plus froides de tout le système solaire, plus froides même que la surface de Pluton.  La glace d’eau peut ainsi y rester stable durant plusieurs milliards d’année.
Cartographie de l'abondance d'hydrogène aux deux pôle de la Lune (entre 82° et 90° de latitude) (James Keane/U. Arizona)
Depuis le début des années 1960, les astronomes avaient pensé que de l’eau pouvait s’accumuler lentement dans l’ombre des cratères polaires de la Lune. En 1998, des chercheurs ont eu l’idée lumineuse avec la sonde Lunar Prospector d’utiliser les neutrons produits  naturellement par le rayonnement cosmique lorsqu’il interagit dans le régolithe lunaire, comme une sonde pour quantifier la présence d’hydrogène.  L’hydrogène est en effet l’un des éléments les plus  réactifs vis-à-vis des neutrons, qui les ralentit, les diffuse et finit par les capturer en émettant un photon gamma caractéristique de 2,22 MeV.  Dans cette nouvelle étude publiée dans Nature, les chercheurs américains ont réétudié les données de flux neutroniques diffusés par la Lune qui ont été enregistrés en 1998 et 1999 par l’instrument Neutron Spectrometer de la sonde Lunar Prospector, ainsi que ceux obtenus plus récemment par le Lunar Exploration Neutron Detector installé sur la sonde Lunar Reconnaissance Orbiter. Observer un déficit dans le flux de neutrons en provenance de la surface de la Lune indique la présence d’hydrogène. Et qui dit hydrogène, dit eau (glace).
La méthode permet d’explorer la présence d’eau non seulement en surface mais aussi légèrement en subsurface. Ils utilisent des méthodes d’analyse statistiques avancées pour en déduire les abondances d’eau sur la surface de la Lune.
Ce qu’observent Matt Siegler (Planetary Science Institute, Tucson) et ses collaborateurs, c’est la présence prévue de glace au niveau des pôles Nord et Sud, mais aussi dans de plus faibles proportions, dans deux autres zones qui se trouvent être aussi aux antipodes l’une de l’autre, mais désaxées de 6° par rapport à l’axe Nord-Sud actuel,  comme si il s’agissait de régions qui se seraient trouvées dans le passe aux pôles Nord et Sud actuels et auraient ainsi pu accumuler de la glace.
Schéma de l'effet de basculement (J. Keane/U. Arizona)
A partir de cette constatation, les planétologues suggèrent que l’orientation de la Lune par rapport à son axe de rotation aurait pu changer dans le passé. L’axe de rotation quant à lui serait resté le même, toujours orthogonal à la droite Lune-Soleil. Ces zones riches en eau sont appelées des ‘paléopôles’ par les chercheurs. Malgré le fait qu’elles sont désormais exposées à la lumière du soleil, ces accumulations de glace semblent avoir survécu.
Pour renforcer leur hypothèse, Siegler et son équipe  proposent un phénomène qui serait à même de produire un tel basculement de la Lune vis-à-vis de son axe de rotation. De tels basculements d’orientation peuvent avoir lieu lorsque la distribution de masse interne d’un corps change, modifiant alors son moment d’inertie. Les chercheurs montrent que le basculement des pôles observé peut être expliqué si certaines régions deviennent soudainement moins denses. L’une de ces régions, la région PKT (Procellarum KREEP Terrain) se trouve être la zone de la Lune la plus radioactive, et connue pour avoir été la plus volcanique dans le passé. Ces deux caractéristiques impliquent que cette région a dû être, à une certaine époque, chaude et donc moins dense que son voisinage proche.
Si la région PKT est bel et bien responsable du changement d’orientation lunaire, cela devrait permettre de contraindre la magnitude des élévations de température associées au volcanisme sur la Lune. Cela pourra aussi indiquer d’autres paramètres comme les échelles de temps de ces événements ainsi que leur impact global. Peut-être les spécialistes pourront-ils également mieux comprendre pourquoi la région PKT est si radioactive, ce qui reste une énigme encore tenace aujourd’hui.
On peut se demander comment la glace ancienne a pu survivre durant près de 3 milliards d’années (date des derniers épisodes volcaniques sur la Lune) alors qu’elle se trouve désormais sous la lumière du Soleil. Une explication amenée par les chercheurs est qu’il ne s’agirait que de glace résiduelle, qui se trouverait maintenant en subsurface, à la manière du permafrost que l’on trouve en Sibérie ou en Alaska, où le sous-sol est gorgé d’eau gelée, même en plein été, jusqu’à plus d’un mètre de profondeur.
Des études antérieures avaient déjà conclu à l’existence d’un basculement de la Lune par rapport à son axe de rotation, parfois jusqu’à des angles importants de plusieurs dizaines de degrés. Le changement d’orientation proposé ici est relativement faible et reste maintenant à réconcilier avec les données antérieures, voire à confirmer, notamment dans son origine volcanique.
Lunar true polar wander inferred from polar hydrogen
M. Siegler et al.
Nature 531, 480–484 (24 March 2016)
jeudi 24 mars 2016
Premiers résultats scientifiques de New Horizons sur Pluton-Charon
Depuis le survol de Pluton par la sonde New Horizons le 14 juillet de l’année dernière, les données n’ont cessé depuis lors de se télécharger à un débit réduit depuis la sonde qui continue son périple. Aujourd’hui, après des mois d’analyses de ces riches données, les chercheurs américains publient leurs premiers résultats scientifiques approfondis, en pas moins de cinq articles spécialisés dans le numéro de la semaine dernière de la revue Science.
Ces études concernent cinq thèmes très différents : la géologie de Pluton et de son gros partenaire Charon, la chimie de surface de Pluton et Charon, l’atmosphère plutonienne, puis une étude dédiée exclusivement aux petits satellites du système Pluton-Charon : Styx, Nix, Kerberos et Hydra, et pour finir l’environnement proche de Pluton et ses interactions avec le vent solaire et la poussière.
Alan Stern (Southwest Research Institute de Boulder, Colorado), le principal responsable scientifique de New Horizons le précise : « Ces résultats détaillés transforment complètement notre vision de ce qu’est Pluton. Ils révèlent que cette ancienne planète est en fait un monde muni d’une géologie active et diverse, une chimie de surface exotique, une atmosphère complexe, une interaction surprenante avec le Soleil, et un système de petits satellites plus qu’étonnant. »
Jeffrey Moore et ses collaborateurs de nombreuses institutions américaines se sont penchés sur la géologie complexe de Pluton et de Charon, qui s’avèrent assez différentes. Ils montrent que l’hémisphère observée de Pluton à une activité géologique centrée sur un vaste bassin contenant une épaisse couche de glaces volatiles qui subissent des processus de convection et d’advection, avec la présence de cratères qui ne sont pas âgés de plus de 10 millions d’années. Les zones avoisinantes montrent des flux de glace actifs et des mouvements de grands blocs de glace d’eau en sublimation.
Des structures plus énigmatiques ont également été observées par les planétologues : de grands monticules avec des dépressions centrales qui font penser à des cryovolcans ainsi que des crêtes arborant des textures complexes à lames.  Et Pluton possède également des terrains très anciens dont l’âge est mesuré via le nombre de cratères : de l’ordre de 4 milliards d’années, avec de nombreuses failles, et qui semblent érodés par des processus glaciaires.
Les chercheurs déduisent également des observations que de grandes quantités d’eau doivent se trouver dans la croûte de Pluton, et qu’en-dessous de la croûte solide glacée pourrait se trouver un océan liquide, même si cela n’est pas encore confirmé. Les évidences géologiques de surface font dire aux planétologues américains que l’on est en présence d’un objet très similaire aux satellites Europe, Encelade, ou Ganymède, qui ont tous un océan liquide sous une épaisse croûte de glace. Un tel océan pourrait rester liquide au moins partiellement par la chaleur résiduelle interne du noyau rocheux (radioactivité naturelle des roches).
Des cryovolcans ont été identifiés sur Pluton, d’où sortirait de la glace en lieu et place de lave. Le meilleur candidat à ce jour est appelé Wright Mons, il est large de 150 km pour une altitude d’environ 4000 m. Un autre volcan, Piccard Mons, plus imposant, est également un sérieux candidat avec sa base de 225 km et ses 6000 mètres d’altitude.
Charon, lui, n’apparait pas actif aujourd’hui, mais aurait connu une tectonique intense ainsi qu’un resurfaçage d’origine probablement cryovolcanique il y a 4 milliards d’années. La composition de ses glaces est majoritairement de l’eau, a contrario de Pluton où l’on trouve d’autres composés comme le méthane ou le monoxyde de carbone. Le relief de Charon atteint une altitude de 20 km, observé sur le profil des limbes ainsi qu’en mesures topographiques stéréo, et qui témoigne de la grande force portante de la glace d’eau à très faible température. De telles montagnes de glace ne sont possibles que grâce à la faible pesanteur régnant sur Charon (0,29 m.s-2, soit 34 fois moins que sur Terre).
Charon aurait lui aussi un océan interne, mais qui serait complètement solidifié. Mais l’élément le plus étrange observé par New Horizons sur Charon est ce que les américains ont appelé la « montagne dans le fossé » (mountain in a moat). Un grand bloc de matériau très haut se trouve comme planté au milieu d’une étroite dépression, sans explication pour le moment.
Le fait majeur mis au jour par cette étude est que les populations de cratères observées, que ce soit sur Pluton ou sur Charon, n’apparaissent pas compatibles avec les distributions taille-fréquence d’impacts des objets issus de la ceinture de Kuiper qui se trouvent au voisinage du couple infernal. Une énigme qu’il va falloir comprendre.
Des surfaces à la composition inédite
Will Grundy (Lowell Observatory) et son équipe se sont eux intéressés à la composition chimique des surfaces de Pluton et Charon.
Les matériaux que l’on connaissait déjà sur Pluton à partir d’observations spectroscopiques terrestres incluaient des glaces volatiles d’azote, de monoxyde de carbone, de méthane, d’eau, d’éthane et des molécules plus complexes appelées des tholines, formées par l’action du rayonnement UV sur des molécules organiques carbonées en présente d’azote.
Les chercheurs ont exploité l’instrument RALPH pour déterminer la couleur et la composition chimique de la surface. Les diverses glaces sont observables grâce à leurs caractéristiques d’absorption différentes.
Will Grundy et ses collaborateurs décrivent la présence importante de tholines qui viennent recouvrir la ceinture équatoriale, terrain ancien très cratérisé. Les observations en infra-rouge qu’ils ont menées sur la vaste plaine qui semble renouveler sa surface rapidement indiquent la présence de glaces volatiles d’azote (N2) et de monoxyde de carbone (CO). En revanche, ils ne détectent pas d’eau dans cette région mais plutôt dans les zones voisines. La glace de méthane apparaît, elle, pour ce qui des basses latitudes, sur les bords de cratères et les crêtes des montagnes, et elle y est présente en abondance aux hautes latitudes (vers le pôle Nord) de Pluton.
Ce que montrent les chercheurs, c’est que les différentes glaces se subliment et se condensent successivement au gré des saisons. Lors de leurs mouvements à la surface de Pluton, elles interagissent avec d’autres matériaux comme de l’eau (glace). Même si la glace d’eau sur Pluton n’est pas active par elle-même, elle apparaît sculptée de nombreuses façons par l’action des glaces volatiles de N2 et de CO. A la température très froide qui est celle de Pluton, la glace d’eau est aussi dure que de la roche alors que la glace d’azote est plus molle et peut couler à l’image de nos glaciers alpins. Les chercheurs américains montrent que le méthane ayant une volatilité intermédiaire, il joue un rôle à part en se condensant à haute altitude, contribuant à la fabrication des paysages les plus étonnants de Pluton en se redéposant au sommet de ses montagnes sous la forme d’une « neige ».
Quant à Charon, l’équipe exploitant RALPH confirme sa grande différence avec Pluton, avec une grande quantité de glace d’eau, et avec en plus une forte abondance de tholines qui lui donne cette coloration rougeâtre caractéristique au niveau de son pôle. La distribution spatiale de ces tholines fait dire aux planétologues que leur production serait contrôlée par un processus thermique.
Il est à noter également l’existence sur Charon de points localisés très riches en glace de NH3, qui ne peuvent qu’être issus d’un phénomène relativement récent d’après les chercheurs.
L’existence d’une fine atmosphère était déjà connue avant le survol de la sonde par des observations spectroscopiques depuis la Terre, mais New Horizons a permis de révéler une complexité bien plus grande. L’atmosphère de Pluton a pu être étudiée grâce à l’utilisation de plusieurs instruments à bord de New Horizons, tout d’abord l’instrument REX (Radio Experiment), qui a permis d’établir des profils de température et de pression, puis le spectrographe UV Alice qui fournit des données sur la composition de l’atmosphère, et bien sur les imageurs LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) et MVIC (Multispectral Visible Imaging Camera) pour identifier la présence de brumes par exemple.
L’équipe de G. Randall Gladstone montre dans leur étude que l’atmosphère de Pluton est très majoritairement constituée d’azote. Mais elle contient également des faibles quantités de méthane, d’acéthylène, d’éthylène et d’éthane. Et New Horizons a permis de mesurer avec précision les profils de composition des différents gaz atmosphériques en fonction de l’altitude. Le taux d’échappement de l'azote calculé par les chercheurs est environ 10 000 fois plus faible que ce qui était prédit, alors que celui du méthane est conforme aux attentes. Ce faible taux d’échappement de l’azote semble incohérent avec les structures d’érosion/sublimation qui sont observées sur la surface de Pluton, ce qui laisse penser aux planétologues que le taux d’échappement de l’azote aurait pu évoluer et être beaucoup plus important dans le passé.
Par ailleurs, il apparaît que la capture par Charon du méthane s’échappant de Pluton pourrait, par le biais de réactions chimiques de surface, expliquer la présence de grandes quantités de tholines et la couleur rougeâtre de son pôle nord.
La température de la haute atmosphère a pu être évaluée grâce à l’opacité de l’azote, et se trouve être beaucoup plus froide qu’attendu, alors qu’elle est d’environ 40 K (-233°C) à la surface, elle atteint seulement 110 K (-163°C) à 50 km d’altitude. C’est cette très basse température de la haute atmosphère qui induit le faible taux d’échappement d’azote. Cette basse température a des effets importants sur tout le cycle des gaz volatiles et sur l’évolution à long terme de l’atmosphère de Pluton. La pression atmosphérique mesurée est quant à elle de l’ordre de quelques microbars, que ce soit au niveau de la surface ou à 50 km d’altitude.
Une autre découverte inattendue concerne l’existence de couches de brume. Elles se trouvent réparties globalement, s’étendant jusqu’à de hautes altitudes et semblent former différentes couches distinctes. Les spécialistes estiment que cette brume serait composée de particules très fines, par exemple des tholines, qui donnent cette coloration d’un bleu intense qui a pu être observé par New Horizons à contre-jour. Les chercheurs ont trouvé un mécanisme plausible à l’origine de l’apparition de ces différentes couches de brume, qui seraient produites par des ondes de gravité atmosphériques induites par des vents circulant entre la topographie montagneuse de Pluton.
Des petits satellites formant un système unique
Charon n’est pour ainsi dire pas vraiment un satellite de Pluton, il faudrait plus parler d’un système binaire. Et le système Pluton-Charon possède 4 petits satellites que New Horizons a pu observer, parfois très furtivement, durant son rapide survol. Styx, Nix, Kerberos et Hydra, dont l’âge a été estimé à au moins 4 milliards d’années, apparaissent avoir quelques points communs : une forme allongée, une rotation rapide, et une surface très brillante avec un fort albédo, suggérant qu’ils sont recouverts de glace d’eau. Ils ont également tous une période de rotation beaucoup plus courte que leur période orbitale, et leur axe polaire est quasi orthogonal à l’axe de rotation commun de Pluton et Charon. Ces orbites très inhabituelles font du système plutonien un système unique.
Nix (à gauche) et Hydra (à droite)
Les albédos élevés de ces petits satellites, qui vont de 50 à 80%, sont très différents de ce que l’on trouve dans les petits corps de la ceinture de Kuiper (plutôt de l’ordre de 5% à 20%).
Parmi les autres résultats surprenants acquis par l’équipe de Hal Weaver (Johns Hopkins University), il y a cette forme en double-lobe de Kerberos, qui laisse penser qu’il aurait pu, comme éventuellement d’autres, se former par la fusion de deux corps plus petits. Nix possède, lui, une particularité avec un cratère d’impact qui apparaît rougeâtre. Les planétologues ne peuvent hélas pas déterminer si c’est le corps impactant qui a apporté ce matériau ou bien si l’impact a creusé la surface en mettant au jour le matériau de subsurface.
Les chercheurs concluent des différentes caractéristiques observées sur les petites satellites que l’hypothèse d’une collision ayant créé le système Pluton-Charon est renforcée. Le système plutonien aurait été créé par l’impact de deux corps de la taille de Pluton il y a entre 4 et 4,5 milliards d’années, les petits satellites se formant ensuite rapidement à partir du disque de débris résultant.
Des interactions de particules avec l’atmosphère de Pluton surprenantes
L’un des objectifs de New Horizons était également l’étude des interactions de l’atmosphère de Pluton avec le vent solaire et son taux d’échappement. Les particules chargées sont mesurées par New Horizons avec deux instruments dédiés, le Solar Wind Around Pluto (SWAP) et le Pluto Energetic Particle Spectrometer Science Investigation (PEPSSI). Avant le survol de New Horizons, le taux d’échappement atmosphérique de Pluton était très mal connu, variant de plus d’un facteur 1000 entre les différentes estimations (entre 2. 1025 et 2. 1028 molécules/s). Les instruments de New Horizons ont révélé un vent solaire quasi constant est plus intense qu’attendu.
Illustration des interactions des particules chargées
(H.A. Weaver et al. / Science)
L’équipe menée par Fran Bagenal (Université du Colorado) montre que la région d’interaction du vent solaire avec l’atmosphère de Pluton se révèle être de relativement petite taille (6 fois le rayon de Pluton), confinée dans la direction du Soleil. Cette taille vraiment faible qui a étonné les spécialistes est compatible avec un taux d’échappement atmosphérique réduit, de 6. 1025 molécules de CH4 par seconde, ainsi qu’un flux de vent solaire particulièrement élevé dû à ce qui est appelé une région de compression. Cette région d’interaction apparaît semblable en dimension à celle induite par les interactions du vent solaire sur l’atmosphère de Mars. Les perturbations  ont été observées au-delà de Pluton jusqu’à une distance de 400 rayons plutoniens. La découverte que c’est surtout du méthane (CH4) qui s’échappe de Pluton est une surprise pour les chercheurs qui s’attendaient à voir plutôt de l’azote, sachant que la basse atmosphère de Pluton en est constituée à 99%.
New Horizons est également munie d’un détecteur de petites particules (grains de poussière), le SDC (Student Dust Counter). Durant les 10 jours encadrant la date du survol, l’instrument SDC a détecté un unique grain de poussière de taille supérieure à 1,4 µm. Les chercheurs et étudiants qui exploitent cet instrument ont calculé que la probabilité que l’événement soit bien dû à un grain de poussière était de 95%. A partir de cette détection unique, ils en déduisent une limite supérieure de la densité de poussières autour de Pluton qui vaut 1,2 grain par km3. Cette donnée ne permet pas encore de conclure sur l’origine de cette poussière, provenant de Pluton elle-même, ou bien de la ceinture de Kuiper. SDC continue à collecter des grains de poussière au cours du trajet de la sonde dans les années qui viennent et devrait fournir des données plus riches très bientôt.
Pluton s’avère ainsi plus active et dynamique que ce qu’on pouvait penser et donne une indication sur ce à quoi peuvent ressembler d’autres objets de la ceinture de Kuiper.
Jeff Moore le dit : «Observer Pluton et Charon d’aussi près nous a conduit à revoir complètement nos idées sur les types d’activité géologiques qui peuvent être rencontrés sur des petits corps aussi éloignés et isolés.».
Pluton a commencé à livrer ses secrets mais ce ne sont que les tous premiers résultats, les données vont continuer à arriver dans les mois qui viennent et de nouvelles surprises pourraient apparaître. Les scientifiques américains voient aujourd’hui dans le succès de la mission scientifique de New Horizons une motivation pour explorer toujours d’avantage notre système solaire. On ne peut que les encourager à imaginer la suite…
The geology of Pluto and Charon through the eyes of New Horizons
Jeffrey Moore et al.
Science  18 Mar 2016: Vol. 351, Issue 6279
The atmosphere of Pluto as observed by New Horizons
G. Randall Gladstone et al.
Science  18 Mar 2016: Vol. 351, Issue 6279
The small satellites of Pluto as observed by New Horizons
H. A. Weaver et al.
Science  18 Mar 2016: Vol. 351, Issue 6279
Pluto’s interaction with its space environment: Solar wind, energetic particles, and dust
F. Bagenal et al.
Science  18 Mar 2016: Vol. 351, Issue 6279
Surface compositions across Pluto and Charon
W. M. Grundy et al.
Science  18 Mar 2016: Vol. 351, Issue 6279
mardi 22 mars 2016
Les tous premiers instants d'une supernova observés en direct
Le flash de lumière produit par l’onde de choc d’une étoile en train d’exploser a été observé en direct pour la première fois. On doit cette prouesse au télescope chasseur d’exoplanètes Kepler.
Illustration du flash de l'éclatement de choc de KSN 2011d
(NASA Ames, STScI/G. Bacon)
Ce flash intense précédent tout juste l’explosion d’une supernova de type II (une supernova par effondrement de cœur) est appelé par les astrophysiciens l’ « éclatement de choc » (shock breakout).
L’équipe de Peter Garnavich, professeur à l’Université de Notre Dame (Indiana), a analysé des images enregistrées par le télescope Kepler toutes les 30 minutes durant une période de 3 ans sur une vaste population de plus de 500 galaxies, à la recherche de supernovas.
Et dans les données de 2011 de Kepler, ils ont réussi à en trouver 2 par cette méthode où la patience est de mise. Ces deux étoiles étaient toutes les deux des étoiles supergéantes rouges. La première, KSN 2011a, située dans une galaxie à 700 millions d’années-lumière et 280 fois plus grande que le soleil, et la seconde, nommée KSN 2011d, était située à 1,2 milliards d’années-lumière avec une taille dépassant 490 fois celle du soleil. La taille des étoiles initiales est déduite grâce aux valeurs du maximum de luminosité des supernovas et du temps de montée de la luminosité jusqu’au maximum, dans la courbe traçant la luminosité de la supernova en fonction du temps.
Comparaison des courbes de luminosité observée et simulée pour KSN 2011d.
Le flash d'éclatement de choc se situe au temps 0. (P. Garnavitch et al.)
Les chercheurs américains et australiens du programme Kepler Extragalactic Survey (KEGS) ont réussi à observer pour l’une d’entre elles le tout début de l’explosion : l’instant où l’onde de choc qui se propage à l’intérieur de l’enveloppe de l’étoile atteint sa surface, ce qui produit cet intense flash de lumière. Ce processus d’ « éclatement de choc » ne dure qu’à peine 20 minutes; la capture de cet instant fugace représente une mine d’or pour les astrophysiciens. Le flash de luminosité dû à l’éclatement de choc, qui est observé ici pour la première fois, atteint près de 12% de l’intensité maximale du pic de lumière de la supernova et est en parfait accord avec les simulations antérieures.
Peter Garnavich le dit lui-même : « Pour parvenir à observer un phénomène qui se déroule sur une échelle de l’ordre de quelques minutes comme l’éclatement de choc, il faut observer le ciel presque en continu. On ne sait pas à l’avance quand une supernova va apparaître, et le suivi du télescope Kepler nous a permis d’être les témoins du début de l’explosion. ».
Les deux supernovas observées correspondent bien globalement aux modèles de supernova de type II, renforçant  la théorie sous-jacente. Mais elles montrent aussi l’existence d’une variabilité insoupçonnée pour certains détails. Alors que les deux explosions ont généré une quantité d’énergie similaire (2. 1051 erg), la plus petite des deux supergéantes, KSN 2011a, n’a pas montré ce fameux flash d’éclatement de choc. Les astrophysiciens pensent que ce pourrait être dû au fait que KSN 2011a aurait pu être entourée de gaz pouvant masquer l’onde de choc quand celle-ci a atteint la surface de l’étoile, d’autant plus que sa courbe de luminosité a augmenté plus vite que ce qui est prédit par le modèle ce qui peut être très bien expliqué par la présence de matière circumstellaire rejetée antérieurement par l’étoile supergéante.
L’équipe de Peter Garnavitch a presque terminé de fouiller dans les données de Kepler antérieures à 2013 (et son avarie de roue gyroscopique qui a bouleversé sa mission initiale). Mais la même équipe a déjà commencé à explorer les données archivées de la mission K2 (Kepler 2) à la recherche de l’apparition de nouvelles supernovas et surtout de nouveaux flashs d’éclatements de chocs.
Shock breakout and early light curves of type II-p supernovae observed with Kepler
P. M. Garnavich et al.
The Astrophysical Journal, Volume 820, Number 1 (14 March 2016)
samedi 19 mars 2016
L'apparition de la vie dépend de l'existence d'un champ magnétique protecteur
Pour être habitable, une planète a besoin de chaleur, d'eau liquide, d'une surface rocheuse, d'une atmosphère accueillante et... d'être bien protégée des éruptions de son étoile. Une étude venant de paraître montre que la présence d'un champ magnétique protecteur joue un rôle clé dans le développement de la vie.
Vue d'artiste du champ magnétique protecteur de la Terre (CfA)
La vie est apparue sur la Terre il y a environ 4 milliards d'années, quand le Soleil n'avait que 600 millions d'années. A ce jeune âge, le Soleil ne ressemblait pas à l'étoile relativement calme que nous connaissons aujourd'hui. De nombreuses étoiles du type du Soleil sont connues à différents âges. Le meilleur spécimen permettant d'étudier ce qu'était le Soleil à l'âge de 600 millions d'années, au moment de l'apparition de la vie, est une étoile nommée Kappa Ceti, une étoile de 1,02 masses solaires qui se trouve dans la constellation de la Baleine, à 30 années-lumière. Jose-Dias do Nascimento (Harvard Smithonian Center for Astrophysics) et ses collaborateurs ont observé Kappa Ceti et ont déterminé son âge à une valeur située entre 400 et 600 millions d'années. Ils montrent surtout à quel point K Ceti est active magnétiquement : ils ont mesuré les champs magnétiques à sa surface pour en déduire les vents stellaires associés.
La valeur moyenne du champ magnétique de l'étoile est de 24 Gauss, avec une valeur maximale montant à 61 Gauss. Les étoiles jeunes exhibent un champ magnétique de surface plus important à cause de leur rotation plus rapide (effet dynamo).
K Ceti produit donc un vent stellaire puissant, de l'ordre de 50 plus intense que celui de notre Soleil actuel. Ce vent stellaire, composé majoritairement de protons et d'électrons, est à même de balayer la moindre atmosphère d'une planète en orbite dans la zone théoriquement habitable si cette dernière n'est pas muni elle-même d'un champ magnétique qui dévie les particules chargées.
C'est très probablement ce qui est arrivé à la planète Mars dans notre système solaire, elle qui n'a pas de champ magnétique global, a contrario de la Terre.
Modélisation des lignes de champ magnétique de
K Ceti générant un vent solaire 50 fois plus intense
que celui du Soleil (J-D Nascimento et al./CfA)
Jose-Dias do Nascimento et son équipe ont modélisé quel aurait été l'impact des vents stellaires de K Ceti sur la Terre telle qu'elle était il y a 4 milliards d'années quand les premières formes de vie apparaissaient. Le champ magnétique terrestre était alors légèrement plus faible que ce qu'il est aujourd'hui. Ils montrent que la magnétosphère de la Terre, sa zone de protection magnétique, aurait résisté aux assauts répétés des éruptions du jeune Soleil, mais elle aurait été tout de même réduite d'environ la moitié de sa taille actuelle par les flux intenses de particules chargées. La jeune Terre n'avait donc pas autant de protection qu'aujourd'hui, mais tout de même suffisamment pour protéger son atmosphère et les molécules complexes qui y étaient en cours d'assemblage.
Les astronomes doivent maintenant déterminer quelle est la fréquence d'apparition sur Kappa Ceti de "superéruptions" localisées, qui pourraient libérer jusqu'à 100 millions de fois plus d'énergie que les éruptions les plus fortes du Soleil actuel... et potentiellement dépouiller complètement l'atmosphère d'une planète même munie d'une belle magnétosphère, histoire de savoir combien notre Soleil a pu en produire dans sa tendre enfance...
Pour finir, ce que nous rappelle cette étude, c'est que se trouver en "zone habitable" autour d'une étoile ne suffit absolument pas pour que la vie puisse se développer. Il faut aussi nécessairement que la planète possède une magnétosphère protectrice puissante (donc un champ magnétique interne), pour que son atmosphère puisse résister aux éruptions de son étoile. La Terre avait cette chance.
Magnetic field and wind of Kappa Ceti : Toward the planetary habitability of the young Sun when life arose on Earth
J.-D. do Nascimento et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 820, Number 1
jeudi 17 mars 2016
Sgr A* à l'origine de l'accélération des rayons cosmiques galactiques ?
Les rayons cosmiques "galactiques", provenant de notre galaxie, peuvent atteindre des énergies de l'ordre de quelques Peta-electronvolts (1015 eV). Ces particules ne sont pas nées avec cette énergie colossale, elles ont subi un mécanisme d'accélération. Un ou des grands accélérateurs existent donc quelque part dans notre Galaxie... mais leur nature est encore controversée.
Un des télescopes Cherenkov de HESS
Les chercheurs de la collaboration HESS (High Energy Stereoscopic System) qui recherchent des rayons cosmiques ultra-énergétiques en observant les traces qu'ils laissent dans l'atmosphère terrestre, viennent de publier une étude dans la revue Nature, dans laquelle ils montrent la présence de protons ultra-énergétiques en provenance directe du noyau de notre Galaxie, avec une énergie de l'ordre du PeV. Ils en déduisent, après avoir éliminé toutes les autres sources possibles, que ces particules seraient produites par le trou noir supermassif Sgr A* qui se trouve au centre de la Galaxie.
Les astrophysiciens des particules de HESS se sont intéressés à la partie centrale de la Voie Lactée, qu'on appelle la "zone moléculaire centrale", une région qui entoure le centre galactique sur quelques centaines d'années-lumière et qui contient de grandes quantités de gaz moléculaire (de l'hydrogène).
La cartographie des rayons gamma de très haute énergie (supérieure à 1013 eV) qu'ils ont produite pour cette région de la galaxie à partir de données accumulées durant 10 ans, indique l'existence d'une forte corrélation entre la luminosité et la position de complexes denses de gaz. Cette information mène  les chercheurs sur la piste d'une source hadronique pour ces rayons gamma : ils seraient produits par des interactions de protons de très haute énergie avec le gaz environnant.
L'autre possibilité aurait été le mécanisme de la diffusion Compton inverse, où des photons sont impactés par des électrons ultra-énergétiques qui leur transfèrent une grande partie de leur énergie, mais cette solution s'avère impossible car des électrons de ce type auraient perdu trop d'énergie au sein du gaz et n'auraient pas pu atteindre toute la zone moléculaire centrale où sont observés les rayons gamma. L'origine hadronique (des protons) semble donc la plus robuste.
La position et l'historique d'injection de particules du grand accélérateur qui est à l'origine de ces rayons cosmiques ultra-relativistes déterminent la distribution spatiale des protons, qui à leur tour, avec la distribution spatiale de la zone gazeuse, façonnent la morphologie de la zone moléculaire centrale telle qu'elle est vue en rayons gamma par HESS.
Les protons ultra-relativistes ne produisent pas seulement des photons gamma de haute énergie au cours de leurs interactions, ils produisent également des neutrinos et des électrons, via la production et la désintégration consécutive de mésons π0, π+ et π− . Les particules secondaires (photons gamma, électrons et neutrinos), emportent environ 10% de l'énergie initiale des protons. Les photons gamma de plusieurs TeV détectés par les télescopes Cherenkov de HESS fournissent à eux seuls, grâce aux propriétés morphologiques des sources et à leurs propriétés spectrales, une très bonne idée des sites d’accélération et permettent d'étudier la propagation des protons accélérés jusque 1 PeV.
Les astrophysiciens en concluent à la nécessaire présence d'un ou de plusieurs grands accélérateurs, qu'ils nomment "PeVatron" et qu'ils cherchent à identifier en éliminant les différentes solutions possibles. Parmi celles-ci on trouve des résidus de supernovas, notamment lorsque ces explosions d'étoiles sont entourées initialement d'une coquille de gaz. On trouve également des amas d'étoiles expulsant des vents de particules particulièrement intenses, ainsi que des structures appelées "filaments radio" qui sont des zones du centre galactique à forte émission radio, associée à l'existence de flux intenses de particules chargées énergétiques. Mais finalement, la seule solution qui résiste à l'analyse est, selon les chercheurs de HESS, une origine liée au trou noir supermassif Sgr A*.
Les protons pourraient être accélérés dans la zone d'accrétion, au plus près du trou noir. Les chercheurs relèvent que le taux d’accélération nécessaire pour produire les protons observés indirectement est environ 100 à 1000 fois plus élevé que ce qui est déduit aujourd'hui des observations de Sgr A*. L'énergie nécessaire représenterait environ 1% de l'énergie produite aujourd'hui par le phénomène d'accrétion de matière autour du trou noir.
Etant donné que le taux d'accrétion actuel de SgrA* est faible et qu'il a très probablement été plus important dans le passé, les chercheurs de la collaboration HESS spéculent qu'un taux d'accrétion plus élevé dans le passé a pu produire plus de protons ultra énergétiques. Ils font le calcul qu'avec un taux d'accélération 100 fois plus élevé que la valeur actuelle durant les 10 derniers millions d'années, on parvient a expliquer complètement la quantité de rayons cosmiques observés aujourd'hui aux environs de 1 PeV.
Si cette explication s'avère correcte, la longue controverse sur l'origine des rayons cosmiques galactiques pourrait enfin arriver à son terme.
Acceleration of petaelectronvolt protons in the Galactic Centre
Nature online (16 March 2016)
dimanche 13 mars 2016
Devenez chercheurs de rayons cosmiques avec votre smartphone
Ce qu'on appelle les rayons cosmiques sont des particules émises par des objets astrophysiques le plus souvent violents, comme des noyaux de galaxies actives, des pulsars, ou des résidus de supernovas. Des rayons cosmiques arrivent sur Terre constamment. Aujourd'hui, une équipe de recherche américaine propose à tous les possesseurs de smartphone de participer à leur détection grâce au capteur de leur appareil photo qui est sensible à leurs rayonnements secondaires.
Vue artistique de gerbes de rayons cosmiques ultra-énergétiques
L'énergie des rayons cosmiques, qui sont constitués de photons énergétiques ainsi que d'électrons, de positrons, de protons et de petits noyaux d'atomes (jusqu'au fer), s'étale sur une très grande plage : depuis quelques MeV jusqu'au record de 3.1020 eV (300 milliards de GeV, ou 300 Etaelectronvolt), avec un pic à quelques GeV. Les rayons cosmiques de plus faible énergie sont estimés provenir de notre galaxie, tandis que les plus énergétiques devraient venir de très lointaines galaxies. Ils donnent aux astrophysiciens un autre messager que la lumière pour explorer l'Univers, notamment pour ce qui concerne les processus dits "non-thermiques" comme les phénomènes d’accélérations de particules impliquant des champs magnétiques ou électriques.
Lorsqu'ils atteignent la haute atmosphère terrestre, les rayons cosmiques produisent des réactions avec les atomes d'azote et d'oxygène de l'air. Ces réactions produisent de très nombreuses particules secondaires, qui forment ce qu'on appelle de grandes gerbes de particules chargées secondaires. Ces gerbes de particules peuvent se déployer sur plusieurs dizaines de kilomètres carré à partir d'une seule particule incidente au sommet de l'atmosphère. Comme la plupart des particules chargées secondaires légères ont une vitesse plus rapide que la vitesse de la lumière dans l'air, elle rayonnent de la lumière Cherenkov durant leur traversée de l'atmosphère qui peut être observée par des télescopes spécialisés (on peut citer les observatoires HESS ou Magic). Une variante utilise de l'eau comme milieu de détection de la lumière Cherenkov, en disposant des centaines de cuves instrumentées sur une très grande surfae au sol, comme les observatoire Pierre Auger en Argentine ou HAWC au Mexique. L'autre possibilité est bien sûr d'aller détecter directement les particules primaires dans l'espace avant qu'elles n'atteignent l'atmosphère, c'est ce que font par exemple les détecteurs AMS-02 sur l'ISS (électrons, positrons et particules chargées) ou le satellite Fermi (rayons gamma de haute énergie).
Image composite des pixels activés collectés
sur des téléphones exposés à un faisceau de
muons. Les traces rectilignes visibles
sont des muons traversant plusieurs pixels
(D. Whiteson et al.).
Les rayons cosmiques les plus intéressant sont sans nul doute ceux qui ont les énergies les plus énormes, au-dessus de 100 TeV (100 000 GeV). Mais ce sont aussi ceux qui sont les moins nombreux (le flux des rayons cosmiques est proportionnel à leur énergie avec une fonction de puissance, qui décroit très vite).
Pour pallier cette difficulté, les astrophysiciens des particules ont deux choix possibles : attendre très longtemps avec un détecteur d'une surface donnée, ou bien augmenter énormément la surface de collecte de leurs détecteurs. Mais les plus vastes observatoires comme l'observatoire Pierre Auger dans la Pampa argentine, arrivent à leur limite en termes de surface occupée et coût associé. Des solutions innovantes doivent donc être recherchées.
L'équipe de physiciens menée par Daniel Whiteson de l'Université de Californie à Irvine a peut-être trouvé une telle solution. Ils publient une étude dans la revue Astroparticle Physics, qui montre que de simples smartphones de type Galaxy SIII ou iPhone6 grâce à leur capteur CMOS d'appareil photo, sont capables de détecter des rayons cosmiques secondaires (des muons et des rayons gamma), et pourraient tout à fait, grâce au nombre considérable d'utilisateurs répartis un peu partout sur tous les continents, de former ensemble un très grand détecteur de rayons cosmiques et permettre d'atteindre des performances de détection supérieures au meilleurs observatoires existants. Les chercheurs calculent qu'il faudrait que seulement 1% des possesseurs de smartphone participent à la collecte de données durant quelques heures par jour pour arriver à ces performances.
L'idée est d'utiliser l'appareil photo du téléphone. Les chercheurs ont testé plusieurs configurations et plusieurs modèles en les irradiant avec un faisceau de muons et des sources de rayons gamma, et montrent comment des pixels sont activés efficacement et permettent d'identifier le passage d'un muon ou d'un photon gamma.
Daniel Whiteson et son équipe ont conçu une application sur Android et iOS qui permettra à tous ceux qui souhaitent apporter leur petite contribution à la science de transformer le téléphone qui est dans leur poche en maillon de ce grand détecteur de rayons cosmiques mondial qui est désormais nommé CRAYFIS (Cosmic Ray Found in Smartphones).
Lorsqu'il sera inactif, le téléphone interrogera l'appareil photo à la recherche de pixels activés au delà d'un certain seuil par le passage d'un muon énergétique. Seules les données de ces quelques pixels seront enregistrées, avec la position du téléphone (localisation et altitude) et l'heure de l'événement. Ces données seront ensuite transmises vers un serveur centralisé dès que le smartphone se trouvera connecté en wi-fi.
Le grand nombre potentiel de smartphones disponibles compense la taille réduite du capteur CMOS de chaque unité. Un tel réseau pourrait permettre de bâtir un télescope géant surpassant les meilleurs observatoires Cherenkov, car pouvant explorer des énergies de rayons cosmiques plus élevées.
Le projet CRAYFIS est intéressant non seulement par son côté innovant, mais aussi par la démarche qu'il propose, où tout un chacun a un rôle à jouer et participe à son niveau à une démarche de science citoyenne. La seule contrainte est peut-être celle d'accepter d'être géolocalisé, quant aux données transmises, elles ne concernent que quelques pixels...
Pour en savoir plus sur CRAYFIS et aider concrètement les chercheurs, rendez-vous ici : http://crayfis.io/about
Searching for ultra-high energy cosmic rays with smartphones
Daniel Whiteson et al.
Astroparticle Physics Volume 79, June 2016, Pages 1–9
vendredi 11 mars 2016
A la recherche du méthane de Mars
Lundi prochain 14 mars va s'envoler vers Mars depuis Baïkonour une sonde européenne nommée TGO, à la recherche de traces de vie. Trace Gas Orbiter va partir à la recherche de traces de méthane.
L’atterrisseur Schiaparelli se détachant de TGO (ESA/ATG Medialab)
Sur Terre, la méthane est produit essentiellement par des bactéries, et pas uniquement dans l'intestin des vaches. La détection de méthane dans la fine atmosphère de Mars serait une preuve indirecte de l'existence passée (ou présente) de micro-organismes. TGO vérifiera non seulement la présence de méthane mais il permettra aussi de déterminer ses sources, ses zones d'absorption et ses variations saisonnières. TGO est munie de spectromètres du dernier cri offrant la meilleure sensibilité pour la détection du méthane, mais aussi d'autres gaz.
TGO arrivera en orbite martienne en octobre, après 7 mois de voyage. Et TGO emporte avec elle une surprise : un petit atterrisseur nommé Schiaparelli (du nom du célèbre astronome italien du XIXème grand observateur de Mars), qui devrait être largué le 19 octobre pour atterrir 6 minutes plus tard dans le Meridiani Planum à l'aide de son parachute et de rétrofusées. Schiaparelli n'est prévu que pour une mission d'ordre météorologique de courte durée (quelques jours) et doit surtout ouvrir la voie au futur rover européen prévu pour 2018. En effet, Schiaparelli va tester plusieurs technologies prévues pour ExoMars, notamment son parachute et un radar altimétrique.
C'est une autre sonde européenne, Mars Express, qui a la première détecté la présence de méthane sur Mars en 2004 avec des concentrations de l'ordre de 10 parties par milliard (ppb). Puis d'autres mesures à partir de télescopes terrestres ont confirmé cette détection peu de temps après. Mais comme la lumière UV détruit facilement les molécules de CH4 en quelques centaines d'années, les chercheurs en ont déduit que la source de méthane devait être récente. De plus, la forme des émanations laissait supposer qu'elles provenaient de bouffées concentrées et relativement insensibles aux vents qui devraient les disperser en quelques jours sur de grandes surfaces.
Mais le méthane peut aussi avoir d'autres origines que des organismes vivants, comme des réactions chimiques entre certaines roches et de l'eau, ou la dégradation de molécules organiques contenues dans des poussières ou des micrométéorites.
Le rover américain Curiosity, arrivé sur Mars en 2012 est lui aussi muni de détecteurs de méthane et en a observé une brutale bouffée (7 ppb) en 2014 qui a duré quelques mois, mais cette mesure reste aujourd'hui controversée, d'autant que ses mesures depuis lors n'ont jamais dépassé 0,5 ppb.
Les planétologues s'accordent globalement sur le fait que le cycle du méthane sur Mars est très mal compris. TGO, qui devrait fonctionner jusqu'en 2022 devrait apporter de précieux éclaircissements.
TGO possède deux spectromètres, l'instrument belge NOMAD et le russe ACS qui peuvent détecter du méthane jusqu'à des concentrations de 0,020 parties par milliard. Cette très haute sensibilité est obtenue grâce à la méthode envisagée d'observation du coucher et du lever de soleil à travers la fine atmosphère de Mars. Les raies d'absorption du méthane peuvent ainsi être clairement observées dans la lumière du Soleil. Et selon la présence de poussières parasites, les mesures de TGO pourraient couvrir toute la profondeur de l'atmosphère martienne jusqu'à la surface, là où les concentrations du précieux gaz devraient être les plus importantes.
Les deux spectromètres de TGO fonctionneront également en regardant directement la surface et la lumière réfléchie du sol, ce qui permettra de produire des cartographies des sources de méthane, si elles existent, mais avec une sensibilité beaucoup moins bonne.
Parmi les autres gaz que TGO traquera, on retrouve les composés soufrés qui sont un signe d'activité volcanique. Si ces composés soufrés sont trouvés accompagnant du méthane, les chercheurs pourraient conclurent plus facilement sur une origine géologique plutôt que biologique du CH4.
Les spectromètres NOMAD et ACS suivront également les mouvements atmosphériques du CO2 et de la vapeur d'eau, avec une mesure de température, fournissant des données cruciales pour modéliser le climat martien.
Outre une bien meilleure connaissance de l'atmosphère de Mars, TGO permettra, avec Schiaparelli, de poser sur le sol de la planète rouge le premier engin non-américain qui devrait fonctionner plus de 20 secondes. Rien que pour cela, cette mission possède un caractère historique.