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Blog et Podcast - Astronomie, Astrophysique, Astroparticules, Cosmologie. L'infini se contemple, indéfiniment. ISSN 2272-5768
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Le Prix Nobel de Physique pour Vera Rubin, parti pris!
Chers Académiciens des Sciences du Royaume de Suède,
Mardi 6 octobre, aura lieu l'annonce du ou des lauréats du Prix Nobel de Physique pour l'année 2015. Mesdames et Messieurs les Académiciens des Sciences de Suède, je sors de ma réserve pour vous proposer, ou vous suggérer, voire vous inciter, pour ne pas dire vous implorer de considérer le cas d'une chercheuse qui mérite amplement de se voir attribuer ce fameux Prix. Je veux parler de madame Vera Rubin, aujourd'hui âgée de 87 ans.
Vera Rubin en 1948 (20 ans) à Vassar College
J'estime que les travaux de Vera Rubin sur la découverte d'une anomalie majeure de la dynamique des galaxies en 1970 et qui a mené des milliers de physiciens et d'astrophysiciens de par le monde depuis lors à étudier quelle pourrait être la raison d'une telle anomalie, appelée existence de matière noire, est une découverte majeure, au même titre que le fut la découverte de l'anomalie de la vitesse d'expansion cosmique mise à jour par Saul Perlsmutter, Brian Schmidt et Adam Riess en 1998 et pour laquelle vous leur avez décerné le Prix Nobel de Physique en 2011.
Faut-il rappeler que la nature du phénomène à l'origine de cette expansion accélérée de l'Univers, attribuée à une "énergie noire", n'a pourtant encore jamais été déterminé, pas plus que celle à l'origine de l'anomalie de la dynamique des galaxies, la "matière noire", découverte par Vera Rubin, ces deux concepts fondant pourtant le paradigme actuel en astrophysique et en cosmologie? Il est même assez aisé de prédire que l'impact de l'existence d'une matière invisible est plus important sur notre vision de l'Univers que ne pourrait l'être celui de la présence d'une énergie du vide.
Vera Rubin installant un spectrographe sur le 84 pouces
Vera Rubin a suivi ses études a Vassar College dans l'Etat de New York, où elle prit goût à l'astronomie à la fin des années 1940. Elle poursuivit ses études supérieures là où les femmes étaient acceptées, ce fut à Cornell University, où elle eut la chance d'avoir pour professeurs des physiciens de talent, futurs nobélisés (Richard Feynman (1965) ou Hans Bethe (1967)). Elle poursuivit sa thèse de doctorat sous la direction d'un autre physicien déjà nobélisé, George Gamow (1946).
Le résultat de son travail de thèse, en 1954, consacré à l'étude des galaxies, fut déjà révolutionnaire, lorsqu'elle proposa que les galaxies se rassemblaient en vastes amas, un concept qui fut admis seulement vingt ans plus tard par la communauté scientifique. Ce n'est qu'en 1965 que Vera Rubin put être la première femme à pouvoir accéder au télescope du Mont Palomar, jusqu'alors réservé aux hommes...
Mesdames et messieurs les académiciens suédois, si ce n'est pour l'ensemble de ses travaux sur les galaxies, vous vous enorgueilliriez d'offrir le prix Nobel de Physique à Vera Rubin pour ses travaux sans précédents sur l'étude de la rotation des galaxies, qu'elle mena durant toutes les années soixante et soixante-dix et qui la menèrent à imposer observationnellement l'idée de l'existence d'une masse invisible à l'origine des fortes anomalies systématiquement  observées sur des milliers de galaxies.
Mesdames et messieurs les académiciens, vous avez attendu seulement 13 ans pour récompenser l'observation d'une anomalie de l'expansion de l'Univers, dont l'origine est totalement inconnue. Qu'attendez-vous pour récompenser l'observation de l'anomalie de la rotation des galaxies, vieille de plus de 45 ans, et de source tout aussi inconnue, mais pourtant fondamentale aujourd'hui en cosmologie ? Qu'attendez-vous donc pour récompenser le travail d'une femme, astrophysicienne ?
Mesdames et messieurs les académiciens, il se fait tard, et si jamais le nom de Vera Rubin ne vous inspirait pas, vous pourriez avantageusement vous tourner vers celui de Jocelyn Bell (72 ans), découvreuse en 1967 du premier pulsar, et dont vous ou vos prédécesseurs avez honteusement attribué la découverte et le prix Nobel en 1974 à celui qui n'était que son directeur de thèse et cosignataire des travaux...
De l'eau liquide sur Mars
L'annonce de la NASA tant attendue vient de rendre son verdict : de l'eau liquide coulerait à la surface de Mars. Plus exactement dans certains cratères, mais à toutes les latitudes, aussi bien à l'équateur que à des grandes latitudes Cette mise en évidence vient après de nombreux mois de recherche sur des structures mystérieuses qui avaient été observées grâce à Mars Reconnaissance Orbiter et son instrument d'imagerie à très haute résolution HiRISE.
Ces structures, qu'on appelle en anglais des RSL (Recurrent Slope Linae), sont des sortes de sillons qui paraissent creusés sur les parois de cratères. Et HiRISE a pu montrer en 2011 que ces sillons évoluaient au fil de leur exposition au soleil...
Ils apparaissent à la fin du printemps Martien, grossissent en été puis disparaissent à l'automne.
Plus récemment de nouvelles observations ont été effectuées par spectroscopie avec l'instrument CRISM de MRO et ont permis d'en déduire la nature chimique de ce que semblent bien être ces écoulements.
Les chercheurs sont arrivés finalement à la conclusion que l'explication était que de l'eau provenant de l'atmosphère martienne dissolvait des sels de perchlorates existant dans le sol, produisant une solution aqueuse qui s'épanche alors sur les parois de ces cratères.
Cette solution aqueuse a le bon goût d'être liquide à des températures inférieures à zéro degré, jusqu'à environ -20°.
Bien évidemment, il ne faut pas imaginer des torrents d'eau claire dévalant les pentes de Mars. Il ne s'agit que d'eau très chargée en composés chimiques, très salée, et les chercheurs précisent qu'il n'est pas du tout évident que des microbes puissent survivre dans un tel milieu.
On savait depuis un moment que des traces anciennes d'eau existait sur Mars, notamment sous la formes de roches hydratées, et que Mars avait dû connaitre une époque humide dans son passé lointain, mais le fait qu'aujourd'hui la simple exposition au soleil puisse permettre de dépasser la température de liquéfaction d'une solution aqueuse, faisant ainsi couler des  sortes de torrents de boue est une énorme nouvelle pour tous les amoureux de Mars.
Une "découverte majeure" au sujet de Mars sera annoncée Lundi 28 sept. par la NASA à 17h30 (heure française)
La NASA va annoncer une "découverte scientifique majeure" au sujet de Mars Lundi soir (17h30 heure française), voir l'annonce de la conférence de presse :
Cette annonce de conférence de presse est arrivée jeudi soir, elle est plus qu'intriguante dans les termes utilisés. On ne sait pas du tout de quoi il s'agit, les informations étant sous embargo jusque Lundi à 17h (heure française).
En attendant avec fébrilité l'heure tant attendue, on peut essayer de jouer au petit jeu des devinettes à partir de tous les indices qui se cachent dans cette annonce du site de la NASA. De quoi pourrait-il donc bien s'agir ? Découverte d'eau liquide ?, explication de la présence de méthane ?, explication de la disparition de l'atmosphère martienne ?
Tout d'abord, prenons le titre de la page :  NASA to Announce Mars Mystery Solved
On parle donc d'un mystère qui serait résolu. Bien. Un mystère, c'est quelque chose que l'on observe mais qu'on ne comprend pas, a priori. Donc, ce ne serait pas la découverte d'un fait nouveau, mais bien plutôt une explication de quelque chose d'incompris jusqu'alors...
Ensuite, nous avons la précision sur l'embargo :
(Nature Geoscience has Embargoed Details until 11 a.m. EDT Sept. 28)
OK. Il y a donc un papier associé à cette annonce, et qui est publié dans Nature Geoscience. Le journal choisi pour la publication n'est sans doute pas choisi par hasard. Cela concernerait plutôt de la planétologie "pure et dure" je dirais. Il y a un point à relever, il est dit que ce sont les détails qui sont sous embargo. L'info sans détails est peut-être déjà diffusée...
Continuons avec le début du texte de l'annonce proprement dit :
NASA will detail a major science finding from the agency’s ongoing exploration of Mars during a news briefing at 11:30 a.m. EDT on Monday, Sept. 28 at the James Webb Auditorium at NASA Headquarters in Washington. The event will be broadcast live on NASA Television and the agency's website.
La NASA parle donc d'une découverte majeure de l'exploration martienne en cours, sans préciser si il s'agit du robot Curiosity, ou bien de l'orbiteur. Essayons de décortiquer qui sont les participants de cette conférence de presse pour essayer de trouver le thème potentiel...
News conference participants will be:
- Jim Green, director of planetary science at NASA Headquarters
- Michael Meyer, lead scientist for the Mars Exploration Program at NASA Headquarters
- Lujendra Ojha of the Georgia Institute of Technology in Atlanta
- Mary Beth Wilhelm of NASA’s Ames Research Center in Moffett Field, California and the Georgia Institute of Technology
- Alfred McEwen, principal investigator for the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) at the University of Arizona in Tucson
Nous avons donc tout d'abord Jim Green, directeur des sciences planétaires à la NASA. Du lourd... Ça doit vraiment être une annonce importante. Mais cela ne nous en dit pas plus. Ensuite, Michael Meyer, qui est le responsable du programme d'exploration de Mars, à nouveau un ponte, qui paraît logique d'être là si son boss est là aussi. Poursuivons avec les personnalités intéressantes du point de vue science :
Lujendra Ojha, ah, voilà une bonne piste. Il s'agit d'un jeune chercheur en cours de thèse au Georgia Institute of Technology d'Atlanta, et bingo, il a un site web perso! Il y écrit son domaine de recherche... Eh eh... Ce jeune chercheur d'origine népalaise travaille sur les traces d'eau de Mars... Il indique la liste de ces publications depuis 2012. Bon, parmi ces 5 dernières publis, un truc revient plusieurs fois, notamment dans deux articles où il est le premier auteur, en 2013 et 2014, et ça concerne ce qui est appelé les Recurring Slope Linae (RSL). C'est quoi ça ? Et bien il s'agit effectivement d'observations intriguantes, pour ne pas dire mystérieuses (cohérent avec le titre de l'annonce), car ce sont les structures en forme de stries qui sont observées sur les bords de certains cratères de Mars et qui évoluent en fonction de l'insolation, comme si... comme si de l'eau y coulait périodiquement...
Mais poursuivons la liste des intervenants, nous avons ensuite Mary Beth Wilhelm. Rebingo ! Il s'agit là encore d'une doctorante, qui elle aussi possède son site perso, où elle raconte sa recherche, et devinez sur quoi elle travaille ? La préservation des biomarqueurs dans les environnements analogues à ceux de Mars... En gros, elle étudie des échantillons du désert aride de l'Atacama, très similaire au sol Martien pour voir comment se conservent ou se dégradent des lipides... Tout un programme.
Enfin, le dernier intervenant est Alfred McEwen, qui est le responsable scientifique de l'instrument HiRISE de Mars Reconnaissance Orbiter. Cela nous dit simplement que les résultats annoncés ont été obtenus par imagerie, il ne s'agit donc en rien des robots crapahuteurs. D'ailleurs, l'un des deux papiers de Lujendra Ojha sur les RSL, celui de 2014, s'intitule "HiRISE observations of Recurring Slope Lineae (RSL) during southern summer on Mars" (Icarus, 231, 365-376).
Voilà ma conclusion sur cette petite recherche bibilographique : Nous avons donc des observations intriguantes effectuées par HiRISE puis analysées par un chercheur spécialiste des traces d'eau sur Mars, qui pourraient avoir trouvées une explication en terme d'eau liquide, et qui impliquerait que des biomarqueurs auraient pu survivre dans ces cratères... La NASA va sans doute annoncer Lundi ce que sont les Recurring Slope Linae, un phénomène probablement lié à la présence d'eau liquide ou d'éléments organiques...
Je me trompe peut-être complètement, mais je me suis bien amusé à chercher... Réponse Lundi à 17h30 sur le site de la NASA, ou celui de NASATV.
Exemple de Recurring Slope Linae sur le cratère Garni (NASA)
vendredi 25 septembre 2015
Pourquoi la Lune est-elle Rouge lors d'une éclipse lunaire ?
Ne ratez pas cette belle éclipse totale de Lune qui nous attend dans la nuit de dimanche à lundi. Certes de telles éclipses ne sont pas très rares, mais celle-ci sera particulière car il se trouve que la Lune sera au même moment à son périgée, son point le plus proche de la Terre. Nous verrons donc une super Lune toute rouge.
Lorsque la Lune est à sa distance minimale de la Terre (357 000 km), son diamètre apparent est 14% plus grand que la moyenne, et sa luminosité est 30% plus forte. L’éclipse débutera à 3h07 lundi matin (28 septembre), la phase de totalité (Lune totalement dans l’ombre de la Terre) débutera elle à 4h11 pour durer un peu plus d’une heure, avec le maximum à 4h47.
La lune sera située vers l’horizon sud-ouest assez basse sur l’horizon, mais on ne pourra pas la manquer… Nous verrons décroitre sa luminosité petit à petit entre 3h07 et 4h11 puis cette belle teinte rouge brique se mettra à dominer durant une bonne heure jusqu'à 5h21.
Rappelons ici pour quelle raison lors d’une éclipse totale de Lune celle-ci apparaît rousse, orangée voire carrément rouge, alors que l’on pourrait penser que en entrant dans l’ombre que produit la Terre, elle devrait entièrement disparaître.
La Terre produit une zone de pénombre et une zone d’ombre situées dans la direction opposée du Soleil. Si la Lune ne passe pas systématiquement tous les mois dans ces zones, c’est parce que le plan de son orbite autour de la Terre ne coïncide pas avec le plan de l’orbite de la Terre autour du Soleil. Mais ces deux plans se croisent à intervalles réguliers, donnant lieu soit à des éclipses de Soleil quand ce croisement a lieu du côté éclairé, ou bien à des éclipses de Lune quand il a lieu du côté ombragé. Et une éclipse est totale lorsque l’alignement des trois corps est parfait, sinon, elle n’est que partielle.
Mais alors pourquoi cette couleur brique si caractéristique pour la Lune au cours d’une éclipse lunaire totale ?
C’est à cause de l’atmosphère de la Terre. Si la Terre n’avait pas d’atmosphère, l’ombre qu’elle ferait serait parfaitement sombre. Mais il se trouve que la fine couche d’air qui entoure le globe possède la propriété de réfracter la lumière. La réfraction de la lumière est le phénomène qui fait changer de direction aux rayons lumineux lorsqu’ils changent de milieu de propagation. L’indice de réfraction d’un milieu donné est égal au rapport de la vitesse de la lumière dans ce milieu par rapport à celle dans le vide.
Les photons sont défléchis au cours de leur traversée de l’atmosphère et ce d’autant plus que l’épaisseur traversée est importante. Et cette déflexion est différente selon la longueur d’onde. D’autre part, l’atmosphère absorbe les longueurs d’onde également différemment, préférant le bleu au rouge. Il ne s’agit ni plus ni moins que du phénomène que nous pouvons admirer tous les matins et soirs lorsque le Soleil proche de l’horizon se met à devenir rougeoyant. Ses photons doivent traverser une épaisseur d’atmosphère de plusieurs milliers de kilomètres au lieu de quelques dizaines lorsqu’il est au zénith, accentuant le phénomène d’absorption et de réfraction.
Ainsi, vue de la Lune au moment d’un alignement donnant lieu à une éclipse lunaire, la Terre apparaît simplement comme un très mince  anneau rouge perdu dans l’obscurité de l’espace. Et ces photons rouges éclairent alors la surface de la Lune, qui nous les renvoie gentiment pour notre plus grand plaisir...
Belle observation, et bon ciel ! (n'oubliez votre réveil).
jeudi 24 septembre 2015
Regain d’activité en rayons X pour Sgr A*
Il y a quelques semaines, je vous racontais ce qui semblait être la fin de l’histoire de G2, cet étrange objet mi-nuage de gaz et de poussières,  mi-objet dense qui a fait le tour de Sgr A*, le trou noir supermassif de notre galaxie, sans produire ce que les astrophysiciens attendaient, une dislocation par le trou noir avec de fortes bouffées de rayons X. Et bien l’histoire n’est finalement pas finie car quelques mois après son passage au plus près de l’astre sombre géant, une activité accrue d’émission X a été observée en provenance de Sgr A*, et l’étrange objet G2 n’y serait peut-être pas pour rien…
L’équipe d’astronomes qui publie ces observations dans la revue britannique Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a exploité pas moins de trois télescopes spatiaux pour arriver à ses fins : Chandra X-Ray Observatory, XMM Newton et Swift. Ils ont surveillé l’activité en rayons X de Sgr A* durant près de 15 ans d’affilée, en 150 campagnes d’observations entre septembre 1999 et novembre 2014.
Schéma de l'interaction possible de G2 avec Sgr A* (en haut), image en rayons X du centre galactique (en bas)
Gabriele Ponti, du Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, et ses collaborateurs, montrent que Sgr A* produit une forte bouffée de rayons X tous les quatre jours environ. Mais l’année dernière, à la fin de l’été 2014, quelques mois après le passage du nuage G2 au plus près de Sgr A*, les bouffées de rayonnement ont augmenté considérablement par un facteur 10, avec environ 2,5 bouffées par jour. Les chercheurs indiquent également avoir observé une augmentation de l’émission X moyenne d’un facteur 3,7 entre 2012 et 2014.
On ne sait toujours pas avec certitude ce qu’est vraiment cette masse de matière appelée G2, nuage de gaz, poussières, système protoplanétaire avec ou sans étoile, mais le fait que Sgr A* se soit mis à être beaucoup plus actif peu de temps après son passage au plus près suggère que de la matière provenant de G2 aurait pu en être la cause en augmentant sensiblement le taux d’accrétion du trou noir supermassif.
Le délai observé entre le passage de G2 au plus près de Sgr A* et le sursaut d’émission X observé semble étonnant (un délai de six mois tout de même), or d’autres trous noirs montrent ce même type de comportement avec de brusques variations d’intensité de leur émission de rayons X, qui peuvent être par exemple attribuées à des changements dans la puissance des vents stellaires d’étoiles massives fournissant la matière nourrissant le trou noir. Le passage de G2 n’est peut-être qu’une coïncidence après tout. Ou pas.
Si l’explication de G2 s’avère la bonne, le regain d’activité de l’émission X de Sgr A* serait le premier signe d’apport de matière fraîche au trou noir par cet objet. Du gaz aurait été arraché du nuage, puis capturé par champ gravitationnel du trou noir avant d’interagir avec la matière en train de tomber vers l’horizon de Sgr A* tout en s’échauffant à des températures extrêmes en rayonnant des rayons X.
Pour confirmer ou infirmer cette hypothèse, la surveillance du centre galactique doit se poursuivre, et se poursuit. De nouvelles observations permettront, espèrent les astrophysiciens, de savoir si le regain d’activité de Sgr A* est un comportement normal ou exceptionnel.
Fifteen years of XMM-Newton and Chandra monitoring of Sgr A*: Evidence for a recent increase in the bright flaring rate
G. Ponti et al.
Accepté pour publication par Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
mercredi 23 septembre 2015
Découverte d'un nouveau trou noir de masse intermédiaire
Les trous noirs de masse intermédiaire, de quelques milliers de masses solaires, semblent bien exister malgré leur difficile mise en évidence. Un nouveau spécimen vient d'être découvert par des astronomes américains. C'est donc bien à une troisième famille de trous noirs que nous avons affaire.
Zone centrale de NGC 1313 où se trouve NGC1313 X-1 (ESO)
La très grande majorité des trous noirs que nous parvenons à "voir", à détecter par leurs effets indirects sur leur environnement, sont soit petits, de quelques masses solaires, ou soit gigantesques, de quelques millions à quelques dizaines de milliards de masses solaires. Les premiers se trouvent au sein de notre galaxie dans notre voisinage proche et sont des vestiges d'étoiles explosées et les seconds se trouvent au centre de presque chaque galaxie.
Une grande question que les astrophysiciens se posent est de savoir comment on peut parvenir à de si énormes trous noirs à partir de si petits à l'origine.
Depuis quelques années, des indices de la présence de trous noirs de masse intermédiaire, de quelques milliers à quelques dizaines de milliers de masses solaires, se sont fait jour. Mais pour certains d'entre eux, il ne s'est agit que de fausse découverte, montrant seulement un trou noir classique avec une exceptionnelle émission de rayons X laissant penser à un objet de beaucoup plus grande masse. De fait, il n'existe actuellement que 6 candidats au titre de trou noir intermédiaire.
Récemment, en août 2014, une équipe d'astrophysiciens menée par Dheeraj Pasham, jeune chercheur de l'Université du Maryland, avait réussi à mettre le doigt sur un tel trou noir (M82 X-1) qui a une masse de 400 masses solaires, grâce à l'utilisation du satellite RXTE (Rossi X Ray Timing Explorer) de la NASA. Et aujourd'hui, un an plus tard, la même équipe est fière d'annoncer la découverte d'un nouveau trou noir intermédiaire, cette fois-ci ayant une masse de l'ordre de 5000 masses solaires. Cette étude effectuée grâce à l'utilisation du télescope spatial européen XMM-Newton, est parue il y a quelques jours dans Astrophysical Journal Letters et on y apprend que ce nouveau très sérieux candidat de trou noir intermédiaire, qui est nommé NGC1313X-1, se situe dans la galaxie NGC 1313 et est classé parmi les sources X dites ultra-lumineuses (les ULX).
Il s'agit de l'une des sources X les plus intenses de l'Univers proche. Comme ces sources X ultra-lumineuses sont encore aujourd'hui difficilement expliquées, certains astrophysiciens estiment qu'il pourrait tout simplement s'agir de ces fameux trous noirs intermédiaires en train d'avaler de la matière environnante.
La méthode que Pasham et ses collègues ont utilisée repose sur le fait que l'émission de rayons X en provenance de NGC1313X-1 montrent un signal d'oscillation, ce qu'on appelle des osccillations quasi périodiques (OQP).
Pour être tout à fait exact, NGC1313 X-1 possède deux oscillations périodiques différentes, la première produit des flashs 27,6 fois par minute tandis que la seconde en produit 17,4 fois par minute.
En comparant ces deux fréquences, les chercheurs se sont aperçus qu'on obtenait un ratio 3:2 presque parfait. Et chose étonnante, Pasham avait déjà trouvé le même phénomène avec le même ratio 3:2 avec le trou noir trouvé en 2014...
Les astronomes ne savent pas encore très bien d'où proviennent ces oscillations quasi-périodiques de rayons X mais ce qui est sûr, c'est que le ratio 3:2 se retrouve également avec des trous noirs beaucoup plus petits, de masse stellaire.
Ces flashs intenses de rayons X sont générés le plus probablement par une activité très proche de l'horizon du trou, là où la matière est emprisonnée avant de disparaître.
Et la masse du trou noir peut être déduite de la fréquence des oscillations des flashs de rayons X qui forment le ratio 3:2 caractéristique observé. En recherchant un tel ratio dans les oscillations diverses observées, les chercheurs parviennent à isoler certaines fréquences, qui leur fournissent ensuite une estimation de la masse du trou noir : plus la fréquence d'oscillation est basse, plus la masse du trou noir est grande.
La méthode développée par Pasham et ses collaborateurs est empirique et ne repose sur aucun modèle physique, ce qui la rend étonnamment puissante car elle fonctionne à la fois pour des petits trous noirs et des trous noirs de plusieurs milliers de masses solaires.
Dheeraj Pasham a déjà identifié plusieurs sources X qui pourrait bien être de bons candidats pour être des trous noirs intermédiaires, il souhaite maintenant pouvoir les explorer pour conforter sa méthode, notamment avec NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer), le futur télescope à rayons X que la NASA doit lancer l'année prochaine.
Evidence for High-Frequency QPOs with a 3:2 Frequency Ratio from a 5000 Solar Mass Black Hole
Dheeraj Pasham et al.
Astrophysical Journal Letters Volume 811, Number 1 (September 21, 2015)
dimanche 20 septembre 2015
Un observatoire indien en orbite dans quelques jours
Dans quelques jours, le 28 septembre, l’Inde va mettre en orbite pour la première fois un observatoire astronomique, et qui n’est  pas comme les autres.  Cet observatoire, du nom de ASTROSAT, comporte pas moins de cinq instruments différents, dont un double télescope et de multiples capteurs de rayons X. Il pourra scruter l’Univers simultanément dans toutes les longueurs d’ondes entre les rayons X durs et le visible, ainsi que détecter des particules chargées.
Schéma de ASTROSAT et ses cinq instruments
(panneaux solaires repliés) (ISRO)
Avec  ce lancement, l’Inde rejoindra le petit groupe des grandes puissances scientifiques  qui font de l’astronomie en orbite (Etats-Unis, Europe, Japon), une grande première pour un pays émergent.
Les capacités d’ASTROSAT seront notamment très utiles pour l’étude des objets qui émettent à la fois en rayons X et dans des longueurs d’ondes plus grandes sur des durées très courtes, comme les noyaux actifs de galaxies ou bien les systèmes binaires X.  Ces binaires X contiennent un objet très compact (le plus souvent un trou noir) et une étoile normale. Ces couples ne sont visibles que lorsque qu’ils produisent de brusques éruptions dans de multiples longueurs d’ondes.  C’est en corrélant attentivement l’émission de rayons X et la partie UV et visible du spectre que l’on peut déterminer des paramètres-clé du disque d’accrétion à l’origine de l’éruption, à commencer par sa taille. Actuellement, les astronomes doivent utiliser plusieurs types de télescopes différents, pas tous forcément disponibles immédiatement quand une éruption de rayons X est détectée. Avec ASTROSAT, tous les instruments seront sur le même satellite, pointant déjà dans la même direction. L’information des différentes longueurs d’onde sera fournie simultanément juste après le déclenchement par la détection d’un flash de rayons X.
Et ASTROSAT sera quand-même utilisé comme une sentinelle, prévenant tous les observatoires terrestre de la détection d’une nouvelle éruption de binaire X pour qu’ils puissent la suivre, même avec du retard.
Les scientifiques de l’ISRO (Indian Space Research Organisation) ont conçu la mission il y a près de vingt ans déjà, à partir de 1996, et prévoyaient initialement de lancer ASTROSAT en 2007, mais ils ont subi des déboires à la fois budgétaires et technologiques qui ont provoqué une série de retards. L’imageur de rayons X mous a notamment était très délicat à construire par le Tata Institute of Fundamental Research de Mumbai, avec ses centaines de miroirs positionnés avec une précision d’une fraction de micron.  Les autres institutions indiennes  ayant participé au développement des instruments de ASTROSAT sont l’Indian Institute of Astrophysics, l’Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics  et le Raman Research Institute.  Et deux instruments particuliers ont bénéficié de collaborations avec les canadiens de la Canadian Space Agency et les anglais de l’Université de Leiscester.
Aujourd’hui, tous les feux sont au vert, ASTROSAT est installé dans la coiffe de la fusée indienne PSLV-C30 en compagnie de 6 autres mini-satellites, et il attend son lancement au centre spatial Satish Dhawan de l’ISRO à Sriharikota (Andhra Pradesh). Les Indiens se sont réservé la première année de l’observatoire pour leur propres recherches et offriront ensuite du temps d’observation à l’ensemble de la communauté scientifique. ASTROSAT est prévu pour fonctionner durant cinq ans.
mercredi 16 septembre 2015
Encelade : un Océan Global confirmé par Cassini
Alors que la sonde Cassini doit survoler une dernière fois le satellite Saturnien Encelade dans quelques semaines, une étude approfondie de ses données vient de confirmer avec une très bonne certitude qu'il existe bien un vaste océan global d'eau liquide sous la croûte glacée de Encelade.
Schéma de la structure interne de Encelade, les échelles ne sont pas respectées (NASA/JPL-Caltech)
C'est en observant de près les mouvements de Encelade au cours de ces révolutions autour de la géante aux anneaux que les chercheurs en concluent qu'il existe bien un très vaste océan d'eau liquide entre le noyau rocheux et l'épaisse croûte de glace de Encelade. Cela implique aussi la confirmation que les émissions de vapeur, de grains de sable, de sel et de molécules organiques qui s'échappent à travers de grandes fissures au pôle sud de Encelade ont bien pour origine cet océan.
Des évaluations antérieures effectuées par des mesures gravitationnelles avaient déjà laissé penser qu'il existait une vaste étendue d'eau liquide, au moins une mer, aux environs du pôle sud, avec une possibilité qu'il s'agisse d'un océan global, mais ces nouvelles mesures indépendantes, basées cette fois-ci sur l'analyse des mouvements de Encelade sur une centaine d'images prises par Cassini sur de nombreuses années viennent confirmer l'hypothèse d'un océan couvrant toute la surface rocheuse d'Encelade.
Peter Thomas, de l'Université Cornell et ses collègues de l'équipe d'imagerie de Cassini publient les résultats de leur étude cette semaine dans la revue scientifique Icarus, Ils ont analysé un peu plus de 7 ans d'images d'Encelade accumulées par la sonde. Ils ont regardé comment la rotation de Encelade variait, avec une extrême précision en prenant des points de repère sur le satellite comme certains cratères.
Les jets de vapeur d'eau du pôle sud de Encelade imagés par Cassini
Ils trouvent que Encelade a une très légère oscillation. Comme Encelade n'est pas parfaitement sphérique et comme il va plus ou moins vite en fonction de sa position sur son orbite autour de Saturne, il subit ce mouvement annexe provoqué par l'effet gravitationnel de la planète géante. Cette oscillation, qu'on appelle dans le jargon une libration se retrouve très intéressante pour étudier la structure interne de Encelade. Il "suffit" de modéliser le satellite en faisant varier sa composition interne pour essayer de retrouver l'amplitude de la libration observée. Les planétologues ont étudié tous les types de structure interne, jusqu'au cas extrême d'une structure entièrement solide. Le seul modèle qui colle aux observations est celui où une couche de liquide sépare un cœur rocheux d'une couche de glace externe.
La question que se posent désormais les chercheurs est "Pourquoi reste-t-il autant d'eau liquide sur Encelade ? Pourquoi n'a-t-elle pas entièrement gelé ?" Une des idées qui commence à être en vogue est que les forces de marées subies par Encelade de la part de Saturne généreraient bien plus de chaleur que ce que l'on imagine habituellement.
Encelade a réservé bien des surprises aux chercheurs depuis 2005 quand furent découverts les premiers jets de vapeur s'échappant de fractures au niveau du pôle sud. En 2014 la présence d'une grande étendue d'eau liquide était annoncée et au début de 2015, Cassini découvrit des indices forts d'une activité hydrothermale... Cette dernière découverte montre tout l'intérêt d'exploiter des sondes en orbite sur de nombreuses années, sans quoi cette  dernière évaluation n'aurait jamais été possible.
Le 28 octobre prochain, la sonde Cassini a été programmée pour raser Encelade en plongeant littéralement dans ses geysers de vapeur d'eau salée du pôle sud, à seulement 49 km de sa surface ! Ce sera le clou final pour Cassini, sa dernière visite avant de quitter définitivement le plan équatorial de Saturne pour une dernière année de mission prévue pour être passée exclusivement dans l'interstice séparant Saturne et ses anneaux... avant de terminer sa vie fin 2016 en se consumant dans la belle aux anneaux.
Enceladus’s measured physical libration requires a global subsurface ocean
P.C. Thomas et al.
lundi 14 septembre 2015
Pas de fluor sans neutrinos !
Vous avez tous entendu parler du fluor. Cet élément chimique que l'on retrouve en bonne place dans nos dentifrices et qui permet de renforcer nos belles dents et repousser l'apparition de méchantes caries. Mais ce que vous savez peut-être moins, c'est que le fluor est fabriqué par des neutrinos dans la fournaise des cœurs d'étoiles.
L'origine du fluor de l'Univers est longtemps resté un peu mystérieuse. Car dans la chaîne des réactions nucléaires qui ont lieu dans le cœur des étoiles, le fluor n'est pas censé apparaître, ou du moins seulement en très faible quantité. On passe directement de l'élément de numéro atomique 8, l'oxygène, à l’élément de numéro 10, le néon. La physique nucléaire est comme ça. L'oxygène est ainsi le troisième élément chimique le plus abondant dans l'Univers, juste après l'hydrogène et l'hélium. Le néon quant à lui tient la cinquième place. Le fluor est un élément rare, il n'apparaît qu'à plus de la vingtième place dans le classement des abondances cosmiques.
Si le fluor est si rare, c'est qu'il n'est pas formé tout à fait comme les autres éléments. Deux astronomes américains, Catherine Pilachowski de l'Université de l'Indiana, et Cameron Pace de l'université de l'Utah sont partis à la recherche du fluor. Pour cela, ils ont recherché la signature d'un gaz, hautement toxique pour nous sur Terre, le fluorure d'hydrogène (HF). Ils ont scruté un lot de 79 étoiles avec le télescope de 2,1 mètres du Kitt Peak dans l'Arizona, à la recherche d'une raie de forte absorption dans l'infra-rouge signant la présence de HF.
Ils en ont trouvé dans 51 étoiles sur leur 79 cibles, ce qui est à ce jour le plus grand nombre d'étoiles où a pu être mis en évidence du fluor. Ils en trouvent en fait trop dans ces étoiles. Pour expliquer cette quantité, les chercheurs annoncent dans leur article paru dans The Astronomical Journal que seuls des neutrinos émis en très grande quantité au cours de supernovas ont pu en être à l'origine.
Lorsqu'une étoile massive explose en supernova à la fin de sa vie (une supernova de type II), elle libère une quantité colossale de l'ordre de 1058 neutrinos! Et ce flux de neutrinos est suffisamment énergétique pour provoquer des réactions dites de spallation sur des noyaux d'atomes présents dans le cœur de l'étoile en effondrement, en arrachant des protons ou des neutrons. L'arrachage d'un proton à un noyau de néon par un neutrino donne un noyau de fluor. D'autres mécanismes existent aussi qui mènent à la production finale de fluor mais ils sont beaucoup moins efficaces.
Le fait que Pilachowski et Pace obtiennent de tels résultats sur plus de 50 étoiles rend leur conclusion tout à fait robuste.
Parvient-on à estimer correctement la quantité de fluor dans les étoiles ? C'est une question que l'on peut se poser et les astronomes se la posent. Il apparaît que  la méthode de la mesure du fluorure d'hydrogène a quand même son inconvénient. Il se trouve que les molécules de HF se dissocient à haute température, du coup, les spectres observés sur les étoiles chaudes montrent moins de fluor que ceux des étoiles plus froides, même si elles en contiennent autant...
Pour une encore meilleure évaluation de la quantité de fluor par la mesure du HF, les astronomes doivent donc dans le même temps mesurer la température des étoiles observées. Une nouvelle campagne de mesures vient ainsi d'être lancée avec le télescope de 4 m du Kitt Peak cette fois-ci, sur un échantillon de 100 étoiles, pour mesurer simultanément le fluorure d'hydrogène et la température.
Le fluor que nous retrouvons sur Terre, et donc dans nos tubes de dentifrice, provient d'anciennes étoiles dont l'explosion a ensemencé le milieu interstellaire avant que le Soleil ne se forme avec son cortège de poussières protoplanétaires. Les estimations des chercheurs disent qu'environ entre la moitié et les deux tiers du fluor terrestre a été produit par des neutrinos dans le phénomène  de spallation dans les supernovas.
La prochaine fois que vous vous brosserez les dents, pensez-donc aux neutrinos des supernovas qui permettent, à quelques milliards d'années de distance, de protéger vos dents...
The Abundance of Fluorine in Normal G and K Stars of the Galactic Thin Disk
C. Pilachowski, et C. Pace
The Astronomical Journal, Volume 150, Issue 3 (10 august 2015)
samedi 12 septembre 2015
Première détection de signes de neutrinos cosmologiques
L'univers très jeune, dans ses 380000 premières années, était très différent de ce que l'on connaît aujourd'hui. La température y était si élevée et la densité d'énergie si grande que les photons ne pouvaient pas se déplacer librement, l'Univers était opaque. Mais pas opaque pour les neutrinos, que l'Univers a produit en grandes quantités dans ses premières secondes... Pour la première fois, une équipe de physiciens vient de mettre le doigt sur ce fond diffus de neutrinos cosmologiques, d'une manière indirecte, mais très robuste.
Dans l'Univers primordial, la lumière était constamment absorbée et réémise par les électrons présents en très grand nombre. Ce n'est qu'au bout de 380 000 ans que l'Univers s'étant refroidi suffisamment par son expansion, les photons ont pu se découpler de la matière et que l'Univers est devenu transparent, les photons ont alors formé ce que l'on voit aujourd'hui comme le rayonnement de fond diffus cosmolgique (le CMB), rayonnement baignant toutes les directions à une température moyenne de 2,735 K. Et à l'inverse des photons, les neutrinos, eux, n'interagissent que très peu avec la matière, et pouvaient traverser facilement cet univers opaque. Ils doivent ainsi former un fond cosmologique eux-aussi, mais reflétant non pas la période de 380000 ans après le Big Bang comme pour le CMB, mais l'époque de seulement quelques secondes après...
Ce fond cosmologique de neutrinos est appelé le CNB (Cosmic Neutrino Background). Ces neutrinos doivent avoir une énergie très basse et leur détection directe s'avère impossible (du moins au jour où j'écris ces lignes), mais en revanche, ils peuvent laisser des traces au niveau de l'autre fond diffus, celui des photons, qui est étudié de très près depuis de nombreuses années et encore récemment par le satellite Planck.
C'est sur les données de Planck que l'équipe américaine menée par Brent Follin de l'université de Californie s'est appuyée, pour démontrer l'existence d'un signal sans équivoque formant la signature des neutrinos cosmologiques. Il s'agit de la première étude parvenant à cette détection, confirmant par là-même une prédiction majeure du modèle standard du Big Bang.
Les neutrinos aussi ont vécu leur transition de phase les rendant soudainement transparents au reste de l'Univers. Ce découplage a eu lieu lorsque la densité de matière est devenue suffisamment faible pour que les neutrinos cessent de subir d'incessantes collisions avec d'autres particules. Cette transition est estimée s'être passée environ 1 seconde après la singularité initiale, avant même que n'existent les noyaux légers. Il n'y avait alors que protons, neutrons et leptons dans ce petit Univers.
Depuis leur libération, les neutrinos voyagent sans contrainte et forment aujourd'hui un rayonnement diffus, le CNB, auquel on peut attribuer une température, qui se retrouve plus faible que celle du CMB. Elle vaut 1,9 K seulement.
La mesure de Brent Follin et ses collaborateurs est fondée sur le fait que, juste après s'être découplés de la matière, les neutrinos cosmologiques représentaient toujours une force gravitationnelle, au moins équivalente à celle de la matière environnante (aujourd'hui, les neutrinos ne représentent plus que 1% de la densité d'énergie de l'Univers).
Avant la formation du CMB, la matière ordinaire était constituée d'un plasma de protons, noyaux d'hélium et électrons. Mais comme les neutrinos se propageaient à une vitesse proche de la vitesse de la lumière, ils se déplaçaient plus vite que la vitesse du son dans ce plasma. Les ondes de chocs associées ont alors produit de minuscules changements, des décalages de phase temporelle, dans les fluctuations de densité alors présentes dans ce plasma primordial. Et plus tard, au moment du découplage des photons et l'apparition du CMB, ce sont toutes les fluctuations de densité qui ont été rendues visibles, sous la forme de très fines variations de températures, que le satellite Planck parvient à mesurer en détails aujourd'hui.
La mesure des infimes décalages de phase temporelle des fluctuations du CMB par la satellite Planck, permet ainsi aux physiciens de remonter de manière indirecte à la cause de ces décalages : le fond de neutrinos cosmologiques.
Pour se convaincre de la véracité des effets observés dans les données du CMB, les auteurs de l'étude ont effectué des simulations de ce à quoi ressembleraient les fluctuations de densité avec puis sans l'effet des neutrinos cosmologiques. Ils ont également regardé par simulation toujours ce que cela donnerait en augmentant le nombre de familles de neutrinos. Ils trouvent que le modèle impliquant 3 familles de neutrinos est celui qui colle le mieux aux données, ce qui est en accord avec la plupart des expériences du domaine.
Le fait important dans cette étude est sa robustesse. En effet, les effets de décalage de phase sur les fluctuations de densité sont très difficilement explicables par autre chose que les neutrinos cosmologiques. Il en existe certes une autre source potentielle, une forme de particule de matière noire légère, mais qui reste très improbable.
L'effet qui a pu être observé est faible mais très significatif. Il reste maintenant à affiner ces observations, notamment grâce aux données de polarisation du rayonnement du CMB qui devraient apporter toujours plus de robustesse à cette interprétation, en pouvant éliminer définitivement les candidats parasites qui pourraient mimer le décalage de phase observé.
D'autre part, dans les années qui viennent, certaines expériences de détection directe de matière noire parmi les plus sensibles pourraient également détecter, et cette fois-ci directement, les neutrinos du fond cosmologique, même si elles n'ont pas été construites pour ça... L'histoire du CNB ne fait que commencer.
First Detection of the Acoustic Oscillation Phase Shift Expected from the Cosmic Neutrino Background
Brent Follin, Lloyd Knox, Marius Millea, and Zhen Pan
Phys. Rev. Lett. 115, 091301 (26 August 2015)
jeudi 10 septembre 2015
Une nurserie d'étoiles observée dans une galaxie très pauvre en métaux
La composition du milieu interstellaire en éléments plus lourds que l’hélium (que les astronomes appellent des ‘métaux’) a un impact important sur la formation des étoiles par leur rôle de catalyseur, même si leur abondance est extrêmement faible. Une équipe d’astrophysiciens vient de présenter les premières images bien résolues d’une nurserie d’étoiles (une zone de formation d'étoiles) où les 'métaux' sont très déficients. Elle offre un aperçu de ce à quoi pouvaient ressembler les zones de formation stellaire dans l’Univers primordial.
La galaxie Wolf Lundmark Melotte (WLM)
Cette nurserie d’étoiles, zone dense de formation d’étoiles, se trouve dans une galaxie naine proche et a été trouvée grâce à l’observation de raies d’émission de la molécule de monoxyde de carbone (CO). Les étoiles se forment au sein de vastes nuages d’hydrogène moléculaire (H2), denses et froids, dans lesquels des traces de ‘métaux’, le plus souvent du carbone et de l’oxygène, sous forme de CO ou d’autres molécules, agissent comme un élément refroidisseur. Ils aident l’hydrogène à atteindre des très basses températures facilitant ainsi sa condensation qui débouchera sur une étoile. Par ailleurs, les ‘métaux’ forment aussi des petits grains de poussière, qui ont pour effet de protéger les molécules de dihydrogène de la lumière extérieure au nuage de gaz  qui pourrait les échauffer et les dissocier, en absorbant la lumière et en la réémettant dans l'infra-rouge vers l'extérieur.
Ces ‘métaux’ sont produits par les réactions thermonucléaires qui ont lieu dans le cœur des étoiles et se retrouvent ensuite dans le milieu interstellaire après leur mort. Le milieu interstellaire s’enrichit ainsi au cours du temps de nouveaux ‘métaux’ génération après génération d’étoiles, facilitant toujours plus l’apparition de nouvelles étoiles.
Les premières générations d’étoiles se sont donc formées dans un milieu très pauvre en métaux, et pour la toute première d’entre elles sans aucuns métaux. Il est important pour les astronomes de bien comprendre comment la métallicité (la quantité de métaux présente) affecte la formation des étoiles, pour mieux comprendre comment les premières étoiles ont pu se former.
La nurserie stellaire pauvre en métaux que Monica Rubio et ses collaborateurs ont dénichée est très intéressante à ce titre, car bien que située dans notre proche banlieue, elle ressemble beaucoup à une nurserie d’étoiles primordiale tant sa métallicité est faible. C’est le plus souvent à l’intérieur de toutes petites galaxies, des galaxies naines, que l’on trouve ce genre de nuages de gaz. La raison en est que les étoiles qui y explosent parviennent à disséminer leur métaux bien au-delà des frontières de la galaxie, et elles n’ensemencent donc que très peu le milieu interstellaire intragalactique.  Les galaxies naines sont devenues de bons laboratoires pour étudier la formation d’étoiles en milieu pauvre en éléments lourds.
Détails de la nurserie stellaire de la galaxie WLM
(les nuages de monoxyde de carbone sont figurés en jaune)
M. Rubio et al., Universidad de Chile, ALMA (NRAO/ESO/NAOJ);
D. Hunter and A. Schruba, VLA (NRAO/AUI/NSF);
P. Massey/Lowell Observatory and K. Olsen (NOAO/AURA/NSF)
Comme l’observation directe des molécules H2 n’est pas facile, les astronomes préfèrent observer un traceur qui se trouve très souvent mélangé avec l’hydrogène, le monoxyde de carbone, qui est la deuxième molécule la plus abondante de l’Univers derrière le H2. Et comme lui, cette molécule peut être facilement dissociée par une lumière un peu intense et est donc trouvée préférentiellement là où se trouve de la poussière protectrice (les grains de poussière sont des gros assemblages de molécules de carbone, oxygène et silicium).
Le monoxyde de carbone émet des raies d’émission dans les longueurs d’ondes radio (de l’ordre du millimètre). Plus le taux de métaux est faible, plus l’émission du CO sera faible aussi.
La galaxie naine explorée par Rubio et al. est nommée WLM (Wolf-Lundmark-Melotte), elle fait partie du groupe Local, l’amas de la Voie Lactée et est située à seulement 3 millions d'années-lumière. La métallicité de WLM est estimée être 10 fois plus faible que celle de la Voie Lactée. Les chercheurs ont montré que l’émission du CO de ses régions de formation d’étoiles était bien plus faible que celle d’autres traceurs de formation d’étoiles, ce qui indique que le CO dans cette galaxie fournit une trace de la partie la plus dense et la plus opaque de la  nurserie d’étoiles.
Grâce à l’exploitation du réseau de radiotélescopes ALMA, l’équipe de Monica Rubio parvient maintenant à imager directement ces régions dans WLM. Ils peuvent ainsi en mesurer précisément la taille (10 années-lumières), et l’énergie cinétique du nuage de gaz grâce à l’effet Doppler mesuré sur les raies d’émission. Ils arrivent à déduire de ces différents paramètres des propriétés physiques pour ces nuages d’hydrogène contenant du CO, comme la densité, la pression et la gravité.
Et ces propriétés ressemblent étonnamment à celles de nuages de gaz de même taille mais de métallicité beaucoup plus importante, comme ce que l’on trouve par exemple dans notre Galaxie dans les environs du Soleil.
Le réseau ALMA (European Southern Observatory)
Les auteurs de cette étude essayent d’apporter une explication à cette similitude dans les propriétés physiques malgré cette grande différence en métaux. Le manque de métaux impacterait en fait la visibilité du CO, qui serait confiné dans le cœur du nuage d'hydrogène, les molécules de CO ayant été détruites dans les couches externes, peu protégées par les autres métaux.  Le meilleur traceur de H2 serait donc enfoui au plus profond du nuage de gaz et le comportement du H2 ne serait peut-être pas si différent de ce qu’il est dans des galaxies plus normales. Le CO en serait simplement un moins bon traceur en situation de faible métallicité...
Les auteurs avancent même une petite spéculation suite à leurs observations : la petite taille des zones comportant du CO pourrait expliquer la faible proportion d'amas d'étoiles de grande masse qu'on observe dans les petites galaxies...
La question fondamentale de connaître la quantité de dihydrogène présente dans les systèmes à faible métallicité reste toujours vive, surtout maintenant que l'on sait que le monoxyde de carbone peut en peupler seulement de très petites zones, où se forment les étoiles.
Pour mieux appréhender la structure des nuages de gaz pauvres en métaux, des observations à haute résolution devront être effectuées sur d'autres gaz traceurs, notamment le carbone ionisé ou le carbone neutre, ainsi que sur la poussière, via son émission infra-rouge et l'absorption de la lumière qu'elle produit. Monica Rubio et ses collaborateurs ont commencé à étudier ces nouveaux traceurs, mais seulement à faible résolution, encore insuffisante pour le moment
L'étude d'autres spécimens de galaxies du même type devrait apporter également beaucoup d'informations.
Dense cloud cores revealed by CO in the low metallicity dwarf galaxy WLM
M. Rubio et al.
Nature 525, 218–221 (10 September 2015)
mercredi 9 septembre 2015
Galaxies : Record de distance battu
Nouveau record pour le titre convoité de galaxie la plus lointaine! Cette galaxie se nomme EGS8p7 et se trouve dans un univers âgé de seulement 570 millions d’années, battant le précédent record de près de 100 millions d’années … Cette découverte a été publiée
dans the Astrophysical Journal Letters il y a deux semaines.
EGS8p7 dans son environnement.
(I. Labbé (Leiden University), NASA/ESA/JPL-Caltech)
Une signature souvent utilisée par les astronomes pour l’étude des galaxies est la raie Lyman alpha de l’hydrogène, qui est produite quand les étoiles naissantes chauffent l’hydrogène neutre qui les entoure.
Mais l’hydrogène neutre, en plus d’émettre cette raie, absorbe également la même longueur d’onde, ce qui rend sa détection compliquée à l’époque de la réionisation où abondait l’hydrogène neutre, entre 500 millions d’années et 1 milliard d’années après le Big Bang. Adi Zidrin, du California Institute of Technology et ses collègues ont réussi ce pari un peu fou de détecter la raie Lyman alpha à cette distance incroyable à l’aide dans un premier temps du télescope spatial Hubble dans le proche infra-rouge. Ils ont par la suite confirmé cette observation avec le télescope Hawaïen Keck de 10 m utilisé durant deux nuits consécutives, suffisantes pour confirmer la présence de la raie de l’hydrogène. La distance a pu être déterminée grâce au décalage vers le rouge de la raie Lyman alpha et se situe donc à près de 13,25 milliards d’années-lumière.
Les astrophysiciens pensent que la raie Lyman alpha de l’hydrogène a pu être détectée dans cette galaxie ultra-lointaine car cette dernière aurait produit énormément de rayonnement ultra-violet durant sa vie antérieure, qui aurait massivement ionisé l’hydrogène neutre l’entourant. Ce phénomène laisse penser aux astrophysiciens que la phase de réionisation de l’Univers aurait pu se dérouler de manière plus hétérogène que ce que l’on pensait généralement.
Par cette découverte, l’équipe internationale d’astronomes vient d’ouvrir une porte sur la possibilité d’observer ce qu’on pensait inobservable avec des télescopes terrestres. Il est ainsi possible que le prochain record de distance arrive avant même la mise en service du James Webb Telescope en 2018, qui, lui, devrait les enchainer à une fréquence élevée.
Lyman a Emission from a Luminous z = 8.68 Galaxy: Implications for Galaxies as Tracers of Cosmic Reionization