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  Actualités scientifiques/



10 avril 2019

Première image directe d'un trou noir

En bref : En combinant des radiotélescopes sur toute la Terre, les scientifiques parviennent à réaliser une image d'un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie M87, à 54 milliions d'années lumière. La résolution angulaire du dispositif est de $10^{-10}$ radian !

Qu'est-ce qu'un trou noir supermassif ?

Il y a au centre de chaque galaxie un trou noir supermassif, dont la masse peut aller de quelques millions à quelques milliards de fois la masse du Soleil. La masse d'un trou noir permet de connaître le rayon de son horizon, par la formule issue de la relativité générale :

\begin{equation*} R_S = \dfrac{2GM}{c^2}, \end{equation*}

avec $M$ la masse du trou noir, $c$ la vitesse de la lumière et $G$ la constante de gravitation. Ce rayon est appelé rayon de Schwarzschild. (La formule pour un trou noir en rotation est légèrement différente, mais ce n'est pas important.) Tout objet s'approchant à moins de $R_S$ du trou noir ne peut plus s'en échapper, même la lumière $-$ d'où le nom de trou noir.

  • Pour un trou noir stellaire typique (masse = une masse solaire), on a $R_S = 3$ km.

  • Pour un trou noir supermassif comme M87*, de masse $6.5\times10^9$ masses solaires, on a $R_S = 128$ UA (unités astronomiques), soit trois fois l'orbite de Pluton.

Les trous noirs devraient donc être invisibles. Mais dans le cas des trous noirs supermassifs, les centres des galaxies où ils sont situés sont des environnements riches en étoiles et en gaz interstellaire, et étoiles comme gaz sont souvent (à cause de collisions, de frottements) amenés à se rapprocher du trou noir et à se concentrer en sa périphérie. Il en résulte la formation d'un disque d'accrétion, où de la matière migre lentement (à cause des frottements) vers l'horizon du trou noir avant d'être définitivement absorbée. Ces disques d'accrétion sont très chauds (on atteint le milliard de degrés), et à ces températures la matière est ionisée. Or une charge accélérée rayonne des ondes électromagnétiques. Il y a donc de fortes émissions électromagnétiques dans toute la gamme de longueurs d'onde en provenance de ces disques, soit parce que les charges sont déviées les unes par les autres (on parle de rayonnement bremsstrahlung thermique), soit parce qu'elles sont déviées par les champs magnétiques (on parle de rayonnement synchrotron).

Les trous noirs supermassifs ne sont pas tous "actifs" dans le sens où leur environnement ne permet pas toujours la création de tels disques d'accrétion, mais lorsque c'est le cas ils constituent en fait des objets extrêmement lumineux. Ils émettent également des jets de matière ultrarelativiste au niveau de leurs deux pôles, comme on peut le voir sur la vue d'artiste ci-contre, ou sur une image réelle prise par Hubble ci-contre également.

Vue schématique d'un trou noir supermassif, avec tout au centre son disque d'accrétion et le jet émis à ces pôles. Source : Wikipedia

 

Source and copyright : NASA, NASA.

Sur cette image d'Hubble, l'objet lumineux au centre est la galaxie M87. On y voit aussi le jet émis par le trou noir au centre de la galaxie (cliquer pour un zoom). Ce jet est immense, bien plus long que la galaxie elle-même.



En quoi consiste cette nouvelle observation ?

Il était déjà possible d'imager le jet, la galaxie, voire même le disque de poussière autour du centre de la galaxie. Mais jamais jusqu'ici le disque d'accrétion lui-même et encore moins l'horizon du trou, simplement car cela est beaucoup trop petit. Prenons l'exemple de M87*, trou noir situé au centre de la galaxie M87. Nous avons donné $R_S = 128$ UA, et sa distance à la Terre est de $d = 54$ millions d'années lumière. Ceci donne un angle de vision de :

\begin{equation*} \theta = \dfrac{2R_S}{d} = 8\times 10^{-11}\,\text{rad}, \end{equation*}

ce qui est incroyablement petit. Il a donc fallu des années d'efforts pour parvenir à une méthode (expliquée dans la suite) permettant de réaliser l'image ci-contre du disque.

Interprétons cette image. La partie brillante est le disque d'accrétion. Il est plus brillant sur une partie car la matière qui émet les radiations vient vers nous, et l'intensité augmente par un effet de collimation relativiste. Quant à la partie sombre, elle n'est pas directement délimitée par l'horizon du trou noir. La situation est en réalité complexe, car la gravité du trou noir dévie les rayons lumineux émis par le disque, et des rayons émis derrière le trou parviennent tout de même dans notre direction. Il est possible d'obtenir numériquement l'image perçue d'un trou noir ainsi placé contre un disque brillant, image qui correspond parfaitement à ce qui est observé ici. Ainsi, la partie sombre (aussi appelée l'ombre) a un rayon d'environ $2.5$ fois celui de l'horizon.

En résumé, il s'agit là de la première image directe d'un trou noir !

La fameuse série d'images du trou noir. La partie lumineuse est le disque d'accrétion. La partie sombre est délimitée par l'horizon du trou noir. Noter l'échelle de résolution angulaire : 50 microseconde d'angle, soit $2\times 10^{-10}$ radian !

Comment a-t-elle été réalisée ?

Les astronomes ont utilisé des radiotélescopes, observant à la longueur d'onde $\lambda=1.3\,\text{mm}$. La résolution angulaire d'un télescope de diamètre $D$ est limitée par la diffraction, selon la formule

\begin{equation*} \theta_\text{lim} \simeq \dfrac{\lambda}{D}. \end{equation*}

Pour parvenir à une résolution angulaire de $\theta = 8\times 10^{-11}\,\text{rad}$, il faut un diamètre de télescope $D = \lambda/\theta = 16\,250\,\text{km}$ ! Il semble donc que l'on soit dans une impasse...

Et pourtant, les astronomes ont eu l'idée d'observer simultanément à l'aide de radiotélescopes situés en plusieurs endroits sur Terre, puis de combiner les signaux afin de reconstruire une image. Tout se passe comme si on disposait d'un télescope dont le miroir principal est de la taille de la Terre, mais où seuls certains points de ce miroir sont utilisés : ceux où l'on a placé des radiotélescopes. Le miroir géant est donc exploité en certains points seulement, huit en l'occurrence car il s'agit du nombre de radiotélescopes utilisés, chacun ayant un diamètre d'une dizaine de mètre. Pour augmenter cette surface la rotation de la Terre est exploité : chaque radiotélescope tourne avec la Terre et balaye donc une ligne d'épaisseur le diamètre du radiotélescope. La technique numérique de recombinaison des signaux est ensuite très complexe, mais possible.

L'image ci-contre montre le réseau de télescopes utilisés. La distance la plus grande entre deux télescopes, projetées sur la direction perpendiculaire à la source, est de $D=10\,700\,\text{km}$. La résolution angulaire correspondante est de : \begin{equation*} \theta \simeq \dfrac{\lambda}{D} = 1\times10^{-10}\,\text{rad}, \end{equation*} soit encore 25 micro-seconde de degré. Ce qui est suffisant d'après ce que nous écrivions au dessus :).

Il faut souligner la prouesse technique derrière ces résultats. Le signal est très faible et noyé dans le bruit. Les données enregistrées sur les quelques jours d'avril 2017 représentent des millions de gigaoctets. Celles en provenance du pole sud n'ont pu être acheminées que six mois plus tard à cause de l'hiver. Le traitement a été effectué par quatre équipes indépendantes, avec plusieurs méthodes différentes, afin d'être sûr du résultat. Les instants d'enregistrement doivent être synchronisés entre les différents télescopes, ce qui est possible grâce au temps atomique international fournit par le GPS et par l'utilisation locale d'horloges atomiques. La position des radiotélescopes doit également être connue au millimètre près, ce qui implique l'utilisation du GPS et d'une actualisation en prenant en compte même la dérive des continents ! Tout ceci, plus l'exploitation des résultats, aura pris trois ans.



Et ensuite ?

La campagne de 2018 n'a rien donné, et que celle de 2019 a été annulée pour problèmes techniques. Les prochains objectifs sont de parvenir à une meilleure résolution en utilisant plus de télescopes, et à imager le trou noir au centre de notre propre galaxie, plus proche, mais plus petit et moins lumineux.

Un autre challenge sera d'utiliser des longueurs d'onde plus courte, afin d'augmenter la résolution. Le choix des ondes radio provient du fait que l'environnement du trou noir est transparent à ces ondes là. Mais au delà de ceci, remarquons qu'il est pour l'heure impossible techniquement de réaliser la même chose dans l'optique, car nous ne sommes pas capable d'enregistrer le signal de l'amplitude de l'onde à ces fréquences là (de l'ordre de $10^{15}\,\text{Hz}$). Alors que ceci est possible dans le domaine radio (fréquences $f = c/\lambda \simeq 300\,\text{GHz}$). Dans l'optique, les télescopes interférentiels combinent directement les faisceaux issus des différents télescopes en acheminant la lumière par fibre optique, sans enregistrement intermédiaire. Ceci implique que les télescopes sont sur le même site, comme au VLT.



Quelques liens


Le réseau combiné de radiotélescopes. Pour l'observation de M87 de 2017, seuls 8 télescopes en 6 endroits ont été utilisés : Arizona (USA), Chili, Hawaï, Mexique, pole sud et Espagne

 

Le radiotélescope du pole sud, de 10m de diamètre. Les radiotélescopes ont des diamètres allant de quelques mètres à plus de 100m pour les plus grands.

 

Illustration du principe : à gauche le miroir complet du télescope de la taille de la Terre (oui, c'est une boule de disco...), à droite seules certaines portion de ce miroir géant sont exploitées, là où il y a des radiotélescopes.





2 octobre 2018

Prix Nobel de physique 2018 : la physique des lasers

En bref : des lasers produisent des faisceaux de puissance $10^{15}\,\text{W}$, soit plus que la puissance additionnée d'un million de réacteurs nucléaires, alors que d'autres permettent de manipuler sans les abîmer des cellules ou autres objets microscopiques.

 

Le prix Nobel 2018 récompense trois chercheurs, dont un français, pour leurs contributions au développement des lasers.

  • La première partie du prix concerne les lasers d'intensité extrême. Ces lasers produisent des impulsions ultra-courtes ($10^{-15}$ à $10^{-14}\,\text{s}$) et ultra-puissantes (jusqu'à $1\,\text{PW} = 10^{15}\,\text{W}$ !).

    Les applications sont multiples. Du côté des apports technologiques, ces lasers peuvent usiner de façon nette et précise tout type de matériau jusqu'au diamant. Du côté médical ils sont à l'origine des techniques lasers de chirurgie de l'œil. Du côté de la physique fondamentale, ils sont utilisés pour créer des conditions extrêmes en terme de champs électrique et magnétique, de température, et de production de particules relativistes, ce qui permet de tester les théories quantiques, les interactions matière-lumière ou la physique des particules. Ils peuvent servir d'alternative plus compacte aux grands accélérateurs de particules. On parle même de s'en servir pour pulvériser les débris spatiaux ou traiter les déchets radioactifs !

  • La seconde partie du prix concerne les techniques de pince optique. C'est une technique qui permet de piéger de petits objets dans le faisceau focalisé d'un laser de faible puissance. Ceci permet de manipuler sans les abîmer des objets fragiles comme des micro-billes, des bactéries, des cellules, des brins d'ADN, et d'étudier en détail leurs propriétés. Ainsi les lasers fournissent encore une fois un outil précis pour l'étude de domaines comme la physique hors équilibre ou la biologie.

 

Quelques liens :


Photographie d'un laser femtoseconde du Laboratoire d'Optique Appliquée (LOA). (Wikipédia)

 

Quelques détails sur le fonctionnement des lasers de puissance

Pour la description des bases du fonctionnement du laser voir le DM 3, son bilan et sa correction !

Les lasers d'intensité extrême qui font l'objet du prix Nobel possèdent une puissance de l'ordre du petawatt, soit $1\,\text{PW} = 10^{15}\,\text{W}$. Pour comparaison, un réacteur de centrale nucléaire produit une puissance de l'ordre de $1\,\text{GW} = 10^{9}\,\text{W}$, il faut donc un million de tels réacteurs pour atteindre la même puissance. Bien que tape à l'œil, une telle comparaison n'est toutefois pas vraiment pertinente : une centrale nucléaire produit de la puissance en continu, alors que ces lasers délivrent des impulsions d'une durée de l'ordre de la femtoseconde ($1\,\text{fs} = 10^{-15}\,\text{s}$). L'énergie d'une impulsion est donc $E = P\times t$ de l'ordre de quelques joules : de quoi élever la température d'un gramme d'eau de quelques degrés seulement.

Oui mais peu importe la faible énergie, le fait d'avoir une puissance importante engendre des phénomènes particuliers et intéressants : par exemple la ionisation du milieu et sa vaporisation sous forme de plasma, ou à puissance plus élevé l'amorçage de réactions nucléaires dans le matériau. Ainsi que des propriétés de précision qui permettent toutes les applications citées plus haut.


Schéma du fonctionnement de la technologie CPA pour les lasers de forte puissance. (Wikipédia)

Ces lasers utilisent la technique dite CPA (chirped pulse amplification, développée justement par deux des lauréats), qui fonctionne comme suit. Dans un laser normal, le milieu amplificateur transfert de l'énergie à l'onde lumineuse via le processus d'émission stimulée. Mais une amplification jusqu'à $1\,\text{PW}$ est impossible, car à de telles puissances le faisceau lumineux détruit le milieu amplificateur et altère les différents éléments optiques comme les miroirs de la cavité... Il a donc fallu ruser :

  • On produit une première impulsion à l'aide d'un laser standard. (tous les chiffres colonne de droite sont issus d'un exemple particulier : le laser femtoseconde du PhLAM)

  Durée $\Delta t_0 \simeq 10^{-13}\,\text{s}$
  Puissance $P_0\simeq10^4\,\text{W}$
  Énergie $E_0\simeq 10^{-9}\,\text{J}$
  • Puis on allonge sa durée d'un facteur $10^3$ en la faisant passer dans un élément dispersif : les différentes longueurs d'onde ne s'y propageant pas à la même vitesse, elles ressortent chacune après un temps différent, ce qui étale donc le faisceau dans le temps. Comme l'impulsion lumineuse dure plus longtemps, elle possède une puissance moindre (rappel : $E_0 = P_0\times\Delta t_0$, or l'énergie totale $E_0$ de l'impulsion est conservée, donc si la durée est augmentée de $10^3$, alors la puissance est diminuée d'autant).

  Durée $\Delta t \simeq 10^{-10}\,\text{s}$
  Puissance $P\simeq10^1\,\text{W}$
  Énergie $E_0\simeq 10^{-9}\,\text{J}$
  • Cette impulsion rallongée et moins puissante est ensuite amplifiée de 6 à 9 ordres de grandeur par un milieu amplificateur. L'énergie de l'impulsion est donc multipliée par $\simeq 10^9$, à durée fixe, donc sa puissance est aussi multipliée par $10^9$. Le fait d'avoir allongé la durée de l'impulsion permet de se maintenir à un niveau de puissance ou le milieu amplificateur fonctionne encore correctement.

  Durée $\Delta t \simeq 10^{-10}\,\text{s}$
  Puissance $P'\simeq10^{10}\,\text{W}$
  Énergie $E\simeq 1\,\text{J}$
  • Puis l'impulsion est comprimée temporellement : elle passe à nouveau dans un milieu dispersif, mais qui cette fois fait en sorte que toutes les longueurs d'onde qui composent le faisceau arrivent quasi en même temps en sortie. La durée $\Delta t$ de l'impulsion est donc réduite d'un facteur $10^3$ pour à nouveau valoir $\Delta t_0$. Sa puissance est donc augmentée d'autant.

  Durée $\Delta t_0 \simeq 10^{-13}\,\text{s}$
  Puissance $P''\simeq10^{13}\,\text{W}$
  Énergie $E\simeq 1\,\text{J}$

C'est ainsi qu'on obtient en sortie une impulsion ultra-brève et ultra-puissante.

Le projet ELI vise même à produire des faisceaux exawatt ($10^{18}\,\text{W}$), ce qui permet de rêver à des tests de l'électrodynamique quantique en régime fortement couplé, voire même de simuler des micro-trous noirs et de séparer des paires électrons-positrons du vide...





3 octobre 2017

Prix Nobel de physique 2017 : la détection des ondes gravitationnelles

En bref : deux trous noirs fusionnent il y a des milliards d'années et causent aujourd'hui l'enregistrement d'un déplacement de \(10^{-18}\,m\) sur un détecteur terrestre...

Une vidéo intéressante pour comprendre les ondes gravitationnelles et leur détection.



Le prix Nobel de physique récompense cette année les efforts déployés pour détecter les ondes gravitationnelles.

En effet depuis 2015, des ondes gravitationnelles provenant de la fusion de deux trous noirs ont été détectées par les détecteurs Ligo 1 et 2 aux Etats-Unis, et Virgo en Italie.

Les deux instruments américains avaient déjà détecté de tels événements en 2015 et début 2017, et en août 2017 les trois instruments ont réalisé une détection simultanée. Cette détection simultanée en trois points de la Terre permet d'estimer plus précisément, par triangulation, la région du ciel d'où provient le signal.


Une onde gravitationnelle entraîne des contractions et dilatations de l'espace, et change donc la distance entre deux points fixes dans l'espace. Les détecteurs fonctionnent en exploitant des interférences optiques (à la façon d'un interféromètre de Michelson, voir le chapitre sur l'optique ondulatoire) : un faisceau laser parcourt un bras de 4km de long, se réfléchit sur un miroir, revient au départ pour être superposé au faisceau laser qui a fait le même parcourt dans un autre bras, perpendiculaire au premier. Lors du passage d'une onde se propageant dans une direction, un des bras est plus allongé que l'autre, et c'est cette différence qui entraîne une variation de l'intensité lumineuse mesurée.


Ainsi, après avoir voyagé pendant 1.8 milliard d'années à la vitesse de la lumière, les ondes gravitationnelles issues de la fusion de ces deux trous noirs ont atteint la Terre et nos trois détecteurs, causant un allongement relatif des bras des détecteurs d'environ \(\delta L/L \sim 10^{-21}\), où \(L \sim 3\,km\) est la longueur d'un bras de l'interféromètre. Ceci ce traduit donc par un déplacement \(\delta L \sim 10^{-18}\,m\). Les instruments ont donc dû être perfectionnés jusqu'à pouvoir détecter une variation de distance de un millième de fois la taille d'un proton ! Inutile de souligner qu'il s'agit d'une véritable prouesse technologique.


L'image ci-contre montre pour chacun des détecteurs LIGO (à gauche et à droite) (i) le signal enregistré (graphique du haut, on notera que l'ordonnée est l'allongement relatif en unité de \(10^{-21}\) !), et sur la deuxième ligne un fit par un modèle issu de calculs de relativité générale. On constate que l'accord entre modèle et mesures est excellent.


Un fit sur le signal mesuré permet d'estimer la masse des deux trous noirs et la masse finale. Par exemple dans le cas de l'évènement d'août 2017, les deux trous noirs ayant fusionnés avaient une masse de 25 et 31 fois la masse du Soleil, pour former un trou noir de 53 masses solaires. Il manque ainsi 3 masses solaires dans ce bilan : cette masse a été convertie en énergie sous forme d'ondes gravitationnelles. Ce graphique donne les données pour les autres évènements observés par LIGO.


Quelques dates :

  • 1915 / 1917, Einstein : Théorie de la relativité générale et prédiction de l'existence des ondes gravitationnelles.
  • 1972, Rainer Weiss : première étude de la faisabilité d'un interféromètre géant pour détecter ces ondes.
  • années 1990 : validations du financement des projets LIGO et VIRGO.
  • Construction et améliorations multiples des deux interféromètres.
  • 12 septembre 2015 : première détection d'un signal d'ondes gravitationnelles par les deux LIGO. Attribué à la coalescence de deux trous noirs.
  • D'autres détections suivent, attribuées à la coalescence de deux trous noirs.
  • 17 août 2017 : signal attribué à la coalescence de deux étoiles à neutrons. Ce signal est aussi détecté par le satellite Fermi comme une bouffée de rayons gamma (un Gamma Ray Burst court dans le jargon) : résolution d'un ancien problème, les GRB courts peuvent être attribués à des coalescences d'étoiles à neutron. Cet évènement est ensuite observé par une soixantaine d'instruments, dans tout le spectre électromagnétique. C'est une première.

Quelques chiffres (LIGO) :
  • Longueur des bras : 4km.
  • Laser : 1064nm, qq dizaines de Watt.
  • Pression dans les bras : \(10^{-7}\)Pa.
  • Diamètre des miroirs : 35cm, taille des défauts sur les miroirs : au plus quelques couches atomiques, pertes inférieures à 1ppm.

Quelques liens :


Vue aérienne du détecteur Virgo en Italie. On voit les deux bras perpendiculaires de l'interféromètre, chacun mesurant 3km.



En haut en rouge : signal prédit par des simulations numériques de relativité générale, avec une illustration des deux trous noirs spiralant l'un autour de l'autre et fusionnant. Cliquer pour agrandir. Source ici.


Signal enregistré par les détecteurs Ligo le 14 septembre 2015. Cliquer pour agrandir. Source ici.




septembre 2017

Fin de la mission Cassini

La sonde Cassini, lancée il y a vingt ans pour explorer Saturne et ses lunes, termine sa mission en s'écrasant (de façon voulue !) dans l'atmosphère de Saturne le 15 septembre.

Voir saturn.jpl.nasa.gov/ pour suivre l'événement.

La sonde Cassini a permis de nombreuses découvertes :

  • Elle a largué le module Huygens sur la lune Titan en 2004.
  • Elle a permis la découverte de jets de particules de glace provenant de la surface de la lune Encelade. Ces jets sont expliqués, dans un des modèles possibles, par la présence d'un océan souterrain d'eau liquide (et la question de la présence de vie arrive alors tout de suite...).
  • Elle a permis une meilleure compréhension de l'atmosphère de Saturne (observation du vortex hexagonal au pôle, du cycle de tempêtes, ...), de ses lunes, des anneaux (interactions lunes-anneaux, découverte de nouveaux anneaux).

Lien vers des images étonnantes.


Images prise avec le Soleil derrière Saturne. Couleurs exagérées. Voir explications. Cliquer sur l'image pour agrandir.


Epimetheus devant les anneaux A et F de Saturne et, au loin et couvert de poussière, Titan. Détails ici, photo 15. Cliquer sur l'image pour agrandir.




février 2017

Découverte d'un système stellaire avec 7 exoplanètes de type terrestre

Une bande dessinée pédagogique résume la découverte récente d'un système stellaire dans lequel orbitent 7 planètes, dont certaines dans la zone habitable de l'étoile. Et qui pourraient, peut-être, abriter une forme de vie...

Page wikipédia avec les données des masses, rayons, et distances à l'étoile des planètes.





novembre 2016

La super lune du 14 novembre 2016 et son traitement (exagéré !) par les médias

Vous avez peut-être entendu parlé de la "super-lune" du 14 novembre comme d'un événement exceptionnel par certains médias.

Voici un article de la Société Française d’Astronomie et d’Astrophysique qui commente ce traitement médiatique et remet les choses à leur place.





octobre 2016

Prix Nobel 2016

Physique :

Le 4 octobre a été attribué le prix Nobel de physique à trois chercheurs britanniques pour avoir fait avancer la recherche sur les états superfluides et supraconducteurs de certains matériaux.

Un état superfluide est état tel que la viscosité du fluide est rigoureusement nulle et un état supraconducteur est un état tel que la résistance électrique du matériau est rigoureusement nulle.

Ces états sont dus à des effets quantiques et sont atteints à des températures très basses. Le passage d'un état "normal" à un état superfluide ou supraconducteur est une transition de phase : tout comme on passe d'une phase gazeuse à une phase liquide, on peut passer d'une phase liquide à une phase superfluide (pour certain corps). Ci-dessous figure par exemple le diagramme p-T de l'helium 4 à très basse température et très basse pression.

Chimie :

Le 5 octobre a été attribué le prix Nobel de chimie à trois chercheurs (dont le français Jean-Pierre Sauvage), pour leurs travaux sur les machines moléculaires.

Une petite vidéo de 6 minutes où Jean-Pierre Sauvage explique de quoi il s'agit.

 



  Site version 08/2018.
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