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Blog et Podcast - Astronomie, Astrophysique, Astroparticules, Cosmologie. L'infini se contemple, indéfiniment. ISSN 2272-5768
Première mesure de la polarisation de la lumière d'une étoile chaude
Il arrive souvent en physique ou en astrophysique qu'un effet soit prédit théoriquement et soit observé seulement des décennies plus tard. Les ondes gravitationnelles en sont le plus bel exemple. Il existe un autre phénomène qui avait été prédit il y a 50 ans et qui vient tout juste d'être observé pour la première fois : l'existence de lumière polarisée sur les bords d'étoiles distordues par leur rotation très rapide.
C'est l'astrophysicien indien Subramayan Chandrasekhar qui a prouvé théoriquement en 1946 que les étoiles devaient émettre une lumière polarisée au niveau de leur limbe. Mais cette polarisation devient nulle en moyenne lorsque l'on observe tout le disque de l'étoile, ce qui est quasi tout le temps le cas. Le seul moyen de pouvoir observer ce phénomène physique serait lorsque l'étoile est éclipsée par une compagne de taille similaire. Mais en 1968, deux américains, Patrick Harrington et George Collins, ont proposé une nouvelle façon de détecter cette lumière polarisée, qui nécessite une brisure de la symétrie sphérique de l'étoile : certaines étoiles tournent si vite sur elles-mêmes qu'elles se trouvent déformées, et cette distorsion devait suffire à produire une polarisation nette non-nulle, donc observable.
C'est la diffusion de la lumière par les électrons libres dans l'atmosphère chaude de l'étoile qui est responsable de l'apparition de polarisation. Chaque point de l'étoile doit montrer une polarisation de la lumière soit perpendiculaire, soit parallèle à la droite joignant le centre. Lorsque l'étoile est de symétrie sphérique, l'intégration sur toute la surface donne une polarisation nette nulle, mais ce n'est plus le cas pour les étoiles chaudes en rotation rapide, qui se déforment par la force centrifuge, et qui subissent également un gradient de température entre l'équateur et les pôles par cette rotation, ce qui influe également sur la polarisation créée.
Une telle mesure semblait jusque là hors de portée tant la précision requise devait être grande. Mais la technologie des polarimètres a progressé fortement depuis quelques décennies et la mesure est devenue envisageable.
Daniel Cotton (University of New South Wales) et ses collègues se sont intéressés de près à une étoile en rotation très rapide, une étoile proche bien connue que vous pouvez admirer dans le ciel du printemps : Regulus, l'étoile principale de la constellation du Lion, qui est une étoile chaude, située à 24,3 pc (79 années-lumière), et en rotation rapide. Les astronomes ont exploité un polarimètre de très haute précision, nommé High Precision Polarimetric Instrument (HIPPI), monté sur le télescope de 3,9 m Anglo-Australian Telescope, leur permettant de mesurer des polarisations au niveau de la partie par million. Ils ont ainsi réussi à mesurer une polarisation de +42 ppm à la longueur d'onde de 741 nm (bleu) et -22 ppm à 395 nm (rouge). L'inversion de polarisation observée entre le bleu et le rouge est typique d'une polarisation induite par la rotation stellaire.
Connaître précisément la vitesse de rotation des étoiles est très important pour bien comprendre leur environnement ainsi que leur évolution. Cette prouesse est importante non seulement pour valider une théorie vieille de 50 ans, mais aussi pour fournir un nouvel outil très performant pour fournir des mesures très précises en astronomie stellaire, plus précises que celles obtenues en spectroscopie ou en interférométrie. Les niveaux de précision atteints par ce nouveau polarimètre pourraient également être exploités pour l'étude d'exoplanètes dont le transit doit fournir lui aussi une très faible signature de polarisation en brisant périodiquement la symétrie de l'émission de leur étoile.
Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus
Daniel V. Cotton, Jeremy Bailey, Ian D. Howarth, Kimberly Bott, Lucyna Kedziora-Chudczer, P. W. Lucas & J. H. Hough
Nature Astronomy (18 septembre 2017)
Visualisation de la forme et de la polarisation de Regulus (D. Cotton et al., Nature Astronomy)
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Première détection d'ondes gravitationnelles pour VIRGO
Et de quatre ! C'est donc officiel, l'interféromètre européen vient de détecter sa première fusion de trous noirs par la détection de leurs ondes gravitationnelles. Pour la première fois, cette détection a été faite avec trois interféromètres simultanément : VIRGO et les deux LIGO et ils permettent une localisation de l'événement bien plus précise que ce que pouvait offrir LIGO seul.
Progéniteur débusqué pour la supernova de Tycho
On le sait, deux modèles coexistent pour expliquer les supernovas de type Ia, ces explosions de naines blanches. En 1572, l'astronome danois Tycho Brahé fut l'heureux témoin d'une supernova de ce type, appelée aujourd'hui SN1572 ou  supernova de Tycho. 445 ans plus tard, elle montre un somptueux résidu sous la forme d'une nébuleuse multicolore, et ce résidu vient de permettre à une équipe d'astrophysiciens de comprendre quel était le type de progéniteur de cette supernova historique.
Les deux modèles diffèrent sensiblement : le premier implique un couple naine blanche- étoile massive où la naine blanche accrète de la matière de sa compagne jusqu'à dépasser la masse limite de Chandrasekhar au-delà de laquelle elle ne peut qu'exploser. Le second modèle implique un couple de naines blanches qui spiralent l'une vers l'autre et finissent par fusionner en dépassant là aussi la masse limite.
Dans le premier cas de figure, le système binaire, avant l'explosion, produirait une région très chaude et très lumineuse, suffisamment énergétique pour ioniser le gaz environnant jusqu'à un rayon d'environ 100 pc (325 années-lumière) et durant une longue durée, s'étendant bien au delà de la date de l'explosion, près de 100 000 ans après. Le second cas de figure, impliquant deux naines blanches, ne doit pas produire cette ionisation intense du milieu.
L'astronome australien Tyrone Woods (Monash University, Australie) et ses collaborateurs américains et russe, ont étudié le résidu de la supernova de Tycho pour en déduire quelle devait être la luminosité et la température du progéniteur et donc quel devait être le système binaire correspondant. Il faut savoir que ce n'est que depuis 2006 avec l'analyse des rayons X détectés en provenance de la nébuleuse de SN1572 que l'on sait que Tycho avait observé une supernova de type Ia.
La région ionisée par une étoile naine blanche en train d'accréter de la matière de sa compagne est appelée la sphère de Strömgren. Si on détecte du gaz neutre, même en petites quantités, dans une région du résidu de la supernova correspondant à l'intérieur de la sphère de Strömgren, cela permet de contraindre fortement l'existence de cette sphère de gaz ionisé, et donc permet de connaître le processus originel. C'est exactement ce qu'ont fait Woods et ses collaborateurs. Ce que montre leur étude qu'ils ont fait paraître dans la revue Nature Astronomy, c'est qu'au niveau du rayon de l'actuel résidu de SN1572 (3 pc du centre), la fraction d'hydrogène ionisé est très faible. L'originalité de la méthode utilisée ici est que les chercheurs exploitent l'onde de choc du résidu de la supernova encore en expansion (le bord de la nébuleuse), pour sonder la nature de l'hydrogène environnant. L'hydrogène neutre est excité par l'onde de choc et produit une raie d'émission Balmer très caractéristique, qui n'existe pas dans l'hydrogène ionisé. De plus, quand l'hydrogène est froid, la raie est fine, et quand il est chaud, la raie est élargie. Les astrophysiciens trouvent une fraction d'hydrogène neutre de l'ordre de 80% sur les bordures Nord et Est de la nébuleuse en expansion.
La conclusion que tirent Woods et ses collègues est que la supernova de Tycho qui a explosée il y a 445 ans (pour nous) à environ 10 000 années-lumière de distance, avait pour progéniteur un couple d'étoiles naines blanches. Ils montrent surtout qu'il est possible de faire de l'archéologie astrophysique à partir d'observations subtiles sur des résidus de supernovas, une méthode qui pourrait être appliquée à bon escient sur d'autres coquilles de gaz multicolores...
No hot and luminous progenitor for Tycho’s supernova
T. E. Woods, P. Ghavamian, C. Badenes & M. Gilfanov
Nature Astronomy (25 September 2017)
2) Vue d'artiste de la fusion de deux naines blanches (Nature)
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"La dernière Supernova" : quand la fiction rencontre la science
J'avais l'envie de ne pas laisser les deux premiers orphelins, il leur fallait une suite pour boucler une trilogie. Ce serait une trilogie italienne. Voici donc mon troisième roman, qui s'intitule "La dernière Supernova". Outre l’héroïne des deux premiers opus, Cristina, qui est désormais une chercheuse confirmée, la seconde héroïne de ce roman scientifique est sans doute Bételgeuse, l'étoile qui explosa ce 25 octobre 2024.
"La dernière Supernova" est probablement celui des trois volets de ma trilogie italienne où la science est la plus présente, l'intrigue étant directement liée aux faits scientifiques entourant l'apparition de la Supernova. Vous y retrouverez de la physique des neutrinos, des ondes gravitationnelles, de la physique stellaire, pour ne pas dire de l'astrophysique (résidus de supernova : pulsars, trous noirs...), et aussi de la physique des astroparticules (rayons cosmiques). L'intrigue s'étend sur plus de cinq années, de 2024 à 2029.
"La dernière Supernova" se veut être une nouvelle plongée dans le monde de la recherche, associée à une réflexion sur l'exploration spatiale, une fiction de légère anticipation qui prend ses racines dans des faits scientifiques rigoureux et tout à fait plausibles. A ce titre, elle clôt en beauté ma trilogie de romans scientifiques, après Soixante Nanosecondes (2013) et Meurtre au Gran Sasso (2015).
Comme les précédents, je publie 'La dernière Supernova' sur le blog, en accès libre, livre à télécharger gratuitement (formats pdf et epub).
Retrouvez La dernière Supernova sur cette page dédiée.
Retrouvez également mes deux premiers romans scientifiques :
Meurtre au Gran Sasso
Bonne lecture ! Et n'hésitez-pas à apporter des commentaires sur ce que vous en avez pensé !
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Libellés : la dernière Supernova
vendredi 22 septembre 2017
Preuve de l’origine extragalactique des rayons cosmiques les plus énergétiques
La collaboration Pierre Auger vient de publier la preuve que les rayons cosmiques les plus énergétiques qu’ils détectent (jusque 8 1018 électronvolts (eV) ! ) proviennent de galaxies lointaines. Plus aucun doute n’est permis maintenant qu’une nette anisotropie a été observée dans la direction d’arrivée de ces particules ultra-énergétiques.
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Libellés : rayons cosmiques
mercredi 20 septembre 2017
Découverte d'un couple de trous noirs supermassifs séparés de seulement 1 année-lumière
La galaxie NGC 7674 est une belle galaxie spirale barrée vue presque entièrement de face. C'est une galaxie connue pour être très lumineuse en infra-rouge, pour avoir un noyau actif, et accessoirement être en train de fusionner avec une petite galaxie voisine. Elle fait partie des galaxies dites de Seyfert. Mais NGC 7674 vient de révéler un autre secret : elle possède deux trous noirs supermassifs, qui forment le couple le plus resserré jamais observé à ce jour.
Ce sont deux astrophysiciens indiens du Tata Institute of Fundamental Research de l'Université de Pune et un astronome américain du Rochester Institute of Technology, qui viennent de mettre en évidence la présence de ces deux trous noirs supermassifs au centre de NGC 7674 (qui est aussi dénommée Markarian 533).
Ils ont observé la galaxie (située à environ 400 millions d'années-lumière) dans le domaine des ondes radio par la technique de l'interférométrie à très longue base, de manière à produire une image très résolue de la double source radio qui avait déjà été mise en évidence il y a plusieurs années, mais qui avait été considérée être deux lobes émanant d'un trou noir unique central.
L'analyse détaillée que les auteurs présentent dans leur article paru il y a deux jours dans Nature Astronomy semble formelle : les deux sources radio de la région centrale de NGC 7674 observées aux alentours de 15 GHz par le réseau de radiotélescopes du Very Long Baseline Array (VLBA) ont chacune un spectre radio qui est cohérent avec ce qu'on attendrait de l'émission de matière en accrétion autour d'un trou noir.
La masse totale des deux trous noirs a été calculée par Preeti Kharb et ses collaborateurs, elle vaut 36 millions de masses solaires et des poussières. Il s'agit donc de trous noirs supermassifs relativement petits, mais quand même cinq fois plus gros que notre Sgr A*. Malgré leur distance réciproque qui paraît très faible : 0,35 pc, soit 1 année-lumière, leur période de rotation l'un autour de l'autre est de l'ordre de 100 000 ans tout de même. On est encore loin de la coalescence.
Un élément intéressant est que NGC 7674 a également la particularité de montrer une morphologie "tordue" de son jet radio de 700 pc de long, en forme de Z.  Et justement, il avait été montré il y a quelques années que de telles émissions radio en forme de Z devaient être associées aux effets combinés de la fusion de deux galaxies suivie de l'apparition d'un couple de trous noirs. Cette observation vient donc confirmer cette prédiction théorique. Non seulement NGC 7674 est en train d'avaler sa petite galaxie voisine comme on peut le voir sur cette très belle image du télescope Hubble, mais elle l'a donc déjà fait avec une autre galaxie il y a déjà pas mal de temps.
Les chercheurs indiens et américain mesurent la vitesse du jet expulsé par le couple de trous noirs et obtiennent la valeur de 28% de la vitesse de la lumière. Il faut savoir que le précédent record de proximité d'un couple de trous noirs supermassifs, trouvé en 2006, était de 7 parsecs (24 années-lumière), pour un couple situé deux fois plus loin de nous.
Kharb et ses collaborateurs, à la fin de leur article, calculent si ce nouveau couple supermassif rapproché pourrait être détecté par les futurs détecteurs d'ondes gravitationnelles en orbite. Malheureusement, la réponse est négative, le grand détecteur eLISA destiné à détecter des fusions de trous noirs très massifs, ne pourrait pas isoler les ondes gravitationnelles produites par le couple supermassif de NGC 7674. Ce dernier est trois fois trop léger et pas encore assez rapproché.
A candidate sub-parsec binary black hole in the Seyfert galaxy NGC 7674
P. Kharb, D. V. Lal & D. Merritt
Nature Astronomy (18 september 2017)
1) NGC 7674 imagée par Hubble (NASA/ESA)
2) Distribution de l'émission radio à 15 GHz provenant du centre de NGC 7674 (Kharb et al.)
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Libellés : trou noir, trous noirs
vendredi 15 septembre 2017
Un nouveau type de matière noire explique la diversité des courbes de rotation galactiques
Un des problèmes difficilement explicables par le modèle dominant actuel de la matière noire, la « Cold Dark Matter » (CDM) est l'existence d'une très grande diversité des formes des courbes de rotation des galaxies. On se souvient que c’est justement l’observation de ces courbes de rotation (la vitesse de rotation des étoiles et du gaz en fonction de la distance du centre de la galaxie) qui a permis il y a 50 ans de mettre le doigt sur une grosse anomalie dynamique/gravitationnelle, menant finalement au concept de matière noire. Le modèle dominant actuel propose depuis quelques décennies une matière noire « froide » constituée de particules massives interagissant très faiblement avec la matière ordinaire autrement que par la gravitation, et n’interagissant pas sur elle-même...
Les étoiles et le gaz dans les galaxies montrent une vitesse de rotation qui tend à devenir constante quand leur distance du centre augmente, la courbe de rotation devient plate, et ce, quelle que soit la masse du halo de matière noire au sein duquel évolue le disque galactique. Mais il se trouve que pour une masse de halo de matière noire donnée, la forme des courbes de rotation avant qu’elles deviennent plates, peut varier fortement. Certaines galaxies ont une courbe de rotation qui augmente très vite avant d’atteindre le plateau, et d’autres augmentent au contraire lentement. Cette diversité, le modèle de matière noire froide «classique » ne l’explique pas.
Des chercheurs de l’Université de Californie se sont intéressés à ce problème en travaillant sur les données de rotation de 30 galaxies spirales représentant bien la diversité qui peut être observée, et dont la masse varie de trois ordres de grandeur pour couvrir un large panel.
Ayuki Kamada, Manoj Kaplinghat, Hai-Bo Yu et Andrew Pace ont émis l’hypothèse selon laquelle les particules massives formant le halo de matière noire, auraient la capacité à interagir entre elles, pour voir si un tel comportement permettrait d’expliquer la diversité des courbes de rotation observées. On parle de self-interacting dark matter (SIDM) (matière noire auto-interagissante).
Le modèle SIDM a été construit aux alentours des années 2000 et a été remis sur le devant de la scène il y a une petite dizaine d’années, notamment par Hai-Bo Yu à l’Université de Californie. Dans leurs calculs et simulations, les chercheurs ont réutilisé la relation masse-concentration qui est celle du modèle LCDM et ont fixé une valeur pour la section efficace d'interaction entre particules massives de matière noire (leur section efficace par unité de masse pour être exact, qui quantifie leur probabilité d'interaction) : 3 cm²/g, ce qui ferait une section efficace de 180 barns pour une particule de 100 GeV/c², donc très loin d'être négligeable.
Les physiciens publient leur résultat aujourd’hui dans la prestigieuse Physical Review Letters  et à la question « est-ce que ça marche mieux ? », ils trouvent une réponse positive. Ça marche même beaucoup mieux, et pour toutes les galaxies étudiées, dans toute leur diversité.
Leur modèle inclut un halo de matière noire qui interagit avec elle-même surtout dans les régions internes de la galaxie et qui influe sur la distribution de matière ordinaire dans le halo ainsi que sur l’histoire de la formation de ce halo.
Les collisions des particules de matière noire entre elles ont pour effet de thermaliser la zone centrale du halo en perdant de l’énergie, là où se trouve la galaxie « lumineuse ». Cette thermalisation, selon les auteurs,  a pour effet de « lier » ensemble les distributions de matière ordinaire et de matière noire, si bien qu’elles se comportent un peu comme une seule entité. Le halo de matière noire auto-interagissante, dans ce modèle, devient alors suffisamment "flexible" pour expliquer la diversité des courbes de rotation observées. L’effet sur le potentiel gravitationnel et donc sur la forme de la courbe de rotation est important et reproduit les données observationnelles d’une manière excellente.
Kamada et ses collègues montrent par ailleurs que l’effet est différent pour les galaxies faiblement lumineuses et pour les galaxies très lumineuses. Pour les premières, le processus de thermalisation produit une « expulsion » des particules de matière noire en dehors de la région centrale du halo, réduisant alors la densité. Pour les secondes, très lumineuses, comme notre galaxie, la thermalisation a pour effet, à l’inverse,  de pousser les particules massives vers le fond du puits gravitationnel de la matière visible, augmentant alors la densité vers le centre.
Une chose importante que rappellent les auteurs de cette étude, c’est que ce nouveau modèle de matière noire reste tout à fait conforme aux autres observables cosmologiques classiquement obtenus et validés par le modèle LCDM, comme la formation des grandes structures cosmiques.
La très forte compatibilité de ce nouveau modèle avec les observations est très intéressante car elle indique que cette solution pourrait être la bonne. Cela ouvrirait des perspectives nouvelles, même si la nature des hypothétiques particules massives interagissant si faiblement avec la matière ordinaire reste toujours inconnue aujourd’hui. Le fait de savoir que, si elles existent, elles auraient une interaction entre elles, permet de bien mieux les cerner.
Self-Interacting Dark Matter Can Explain Diverse Galactic Rotation Curves
Ayuki Kamada, Manoj Kaplinghat, Andrew B. Pace, and Hai-Bo Yu
Physical Review Letters 119, 111102 (15 September 2017)
1. Courbes de rotation de trois galaxies différentes NGC6503, UGC128 et NGC 2903. La contribution du halo de SIDM est représenté en trait bleu plein, la contribution d'un halo de type CDM est représenté en bleu pointillé. La courbe fittée avec le nouveau modèle (somme des contribution SIDM+étoiles+bulbe+gaz) est la courbe rouge (Kamada et al., Phys. Rev. Lett. 119)
2. Hai-Bo Yu est professeur assistant en astrophysique théorique à l'Université de Californie (Riverside) (image I. Pittalwala, UC Riverside)
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Libellés : matière noire
mercredi 13 septembre 2017
Le cœur d’un amas globulaire dévoilé par ses pulsars
Notre galaxie contient de nombreux amas globulaires, des amas sphériques de plusieurs centaines de milliers voire plusieurs millions d’étoiles. Les amas globulaires sont les plus vieux systèmes stellaires connus, composés d’étoiles très vieilles qui datent de la naissance des galaxies il y a 12 à 13 milliards d’années. La mesure des vitesses individuelles des étoiles dans ces amas est rendue difficile par la présence fréquente de poussières et la surpopulation stellaire dans les régions où ils se trouvent. Et pourtant, les paramètres dynamiques à l’intérieur des amas globulaires sont cruciaux à connaître pour pouvoir déterminer leur structure centrale et notamment si ils abritent ou non un objet compact de type trou noir.
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Libellés : amas globulaire, Pulsar
dimanche 10 septembre 2017
L'adieu de Cassini à Encelade
Ce sont les dernières images rapprochées que nous aurons du petit Encelade par la sonde Cassini. Ces images ont été obtenues le 28 août dernier durant près de 14 heures d'affilée... On peut y distinguer pour la dernière fois les geysers d'eau salée s'échappant du pôle Sud de ce monde où s'est peut-être développée une forme de vie dans son océan liquide d'eau chaude.
La séquence débute par une vue de la surface éclairée par la lumière réfléchie de Saturne puis se termine avec un éclairement direct (partiel) du Soleil. La distance de Cassini variait de 1,1 million à 868 000 kilomètres de Encelade, fournissant une résolution comprise entre 5 et 7 kilomètres par pixel.
Les lunes de Saturne ne seront plus visitées avant plusieurs dizaines d'années au moins... Rappelons que c'est pour ne pas risquer de contaminer Encelade ou Titan par d'éventuelles bactéries terrestres que Cassini va être détruite dans l'atmosphère de Saturne dans cinq jours.
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Libellés : Cassini, Encelade
vendredi 8 septembre 2017
Qui peut détecter la Terre par ses transits devant le Soleil ?
Observer le passage des exoplanètes devant leur  étoile, leur transit, est une de nos meilleures techniques pour les trouver. Mais qu’en est-il du transit des planètes de notre système solaire devant le Soleil, vu de très loin ? Une superbe étude parue il y a quelques semaines se penche sur cette question pour savoir depuis quelle exoplanète connue la Terre  pourrait être détectée par la méthode du transit.
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jeudi 7 septembre 2017
Les aurores polaires de Jupiter sont différentes des aurores terrestres
L’un des objectifs majeurs de la sonde Juno en orbite autour de Jupiter est d’étudier les aurores polaires de la géante gazeuse. Les premières analyses viennent d’être publiées et montrent que les aurores joviennes les plus intenses ne sont pas produites par le même processus que dans le cas des plus intenses aurores terrestres.
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Libellés : Juno, Jupiter
lundi 4 septembre 2017
Nouveaux indices de la présence d'un trou noir de 100 000 masses solaires dans notre Galaxie
Le 13 janvier 2016, nous parlions ici de la découverte de signes montrant la présence probable d'un trou noir de 100 000 masses solaires dans notre Galaxie, un trou noir dit de "masse intermédiaire", des trous noirs qui sont si difficiles à trouver. Aujourd'hui, l'équipe japonaise à l'origine de cette observation publie de nouvelles données en ondes millimétriques qui confirment leur première hypothèse.
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Libellés : galaxie, trou noir
dimanche 3 septembre 2017
Des étoiles trop jeunes à proximité de Sgr A*
Encore une chose curieuse observée au centre de notre Galaxie. Il s'agit cette fois-ci d'un groupe d'étoiles, qui se trouvent être très jeunes. Trop jeunes... pour être là où elles sont, c'est à dire à très grande proximité du trou noir supermassif Sgr A*...
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Libellés : étoiles, trou noir
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