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Mise à jour : 31 Janvier 2015 SPÉCIAL ROSETTA/PLANCK
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Sommaire de ce numéro :
Einstein et les relativités : CR de la conf SAF (cosmo) de J Eisenstaedt du 17 Janv 2015.
Vénus, la planète oubliée ? : CR de la conf SAF de P Drossart du 14 Janvier 2014.
Rosetta :.Enfin Osiris vint !!!
Philae : L’ESA renoncerait à chercher l’atterrisseur.
Planck :.Les ondes gravitationnelles, ce n’est pas maintenant !
Les magazines conseillés :.L’origine de l’Univers sur La Recherche de Février.
ROSETTA:.ENFIN OISIRIS VINT !!
La revue américaine Science publie un nombre impressionnant de comptes rendus de la mission Rosetta avec de nombreuses photos prises par Osiris (enfin !!!!)
Voici quelques points importants de ces articles. (Liste de tous les articles et photos plus bas).
En résumé, d’après l’article de Matt Taylor, scientifique de la mission :
La surface de la comète montre de nombreux signes d’activité très élaborée.
La masse de la comète a été évaluée à 1013 kg avec une densité moyenne de 0,47 (celle d’un bouchon en liège !).
Ces deux chiffres impliquent que la comète est poreuse à 70 à 80%.
La surface apparaît riche en matériaux organiques et pauvre en glace d’eau.
La coma produite par la sublimation des glaces est d’activité très variable, la production de vapeur d’eau varie de 1025 molécules/s au début de Juin 2014 à 4x 1025 molécules/s en Août, probablement due aux variations d’illumination.
On a aussi détecté les molécules suivantes : H2O17 ; H2O18 ; CO et CO2.
Le D/H de l’eau a été mesuré : il est de 5,3 10-4 (trois fois celui des océans) ce qui a détruit un peu l’idée que l’eau des océans terrestres provenait en grande partie des comètes.
À 3,6 UA du Soleil, on a observé un nuage de 105 grains (plus grands que 5cm) qui entouraient le noyau. Celui-ci émet actuellement des grains jusqu’à 2cm donnant un rapport poussières/gaz de l’ordre de 4 +/- 2 en moyenne. C’est plus fort que ce que l’on pensait.
Toutes ces données nous permettent de construire une image détaillée de la comète 67P.
Rosetta va suivre la comète jusqu’à son passage au périhélie en Août 2015 et ensuite lorsqu’elle s’éloignera du Soleil.
Nous allons effectuer de nombreux vols rapprochés pour voir l’évolution du noyau et de la coma.
L’atterrisseur Philae devrait aussi apporter sa contribution à ces études.
Maintenant certains points plus en détail d’après les différents articles de la revue.
Remarque : il est possible que les articles originaux de Science ne soient plus disponibles librement, ils le sont de temps à autre puisque je les ai téléchargés, mais je n’ai pas compris sur quels critères on pouvait les voir librement (sans payer).
Toutes images: Crédits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
STRUCTURE DU NOYAU ET ACTIVITÉ DE 67P.
Les images prises par les caméras à bord de Rosetta montrent clairement que le noyau est composé de deux lobes connectés par un « cou » très court.
La densité du noyau a été déterminée (0,47) elle fait moins de la moitié de celle de l’eau.
L’activité du noyau à 3UA (au moment de l’atterrissage) provient principalement du cou.
La surface tourmentée suggère que certaines portions peuvent être émises suite à des sortes d’explosions provenant de la subsurface (surpression, sublimation…)
On voit sur cette photo prise par la NAC d’Osiris le 28 Aout 2014, un creux dont le fond est plat, dans la région Seth.
Des jets fins sont éjectés de cet endroit.
On pense qu’ils sont liés à l’activité de la comète et non pas à un impact.
Une question reste toujours posée : la forme bilobée de la comète provient-elle d’un contact ou est-ce un seul qui perd de la masse à partir de la zone centrale ?
Définition des différentes régions :
À gauche : le noyau vu de la « tête » de la comète, on distingue le cou (Hapi) et le corps (seth et autres).
À droite : le noyau vu du corps (au premier plan), on voit la tête au deuxième plan .
La comète est-elle en train de se fracturer?
En haut à gauche, , on voit des structures alignées dans la roche sur la falaise située dans la région Hathor, et à sa base, la région plane Hapi couverte de gravas et de rochers.
En bas à gauche on a marqué les fissures de flèches rouges.
La photo de droite montre cette fissure (quittant Hapi) et s’étendant dans la région Anuket, Seth étant située à l’extrême gauche.
Autre photo de la fissure de droite.
Article de Science sur ce sujet.
Voir aussi l’article de Universe Today.
LA MORPHOLOGIE ÉTONNANTE DE 67P.
Les images prises par OSIRIS ont une résolution meilleure que 0,8m par pixel, cela a permis de mettre en évidence de nombreux détails de la structure du noyau. On a aussi détecté des mouvements de transport de poussières ainsi qu’une évolution de l’érosion de la surface.
Cet article fournit aussi une carte très détaillée des différentes régions composant ce noyau.
La région Hathor (surplombant Hapi, le cou) vue de différentes perspectives.
En haut à droite, Hathor par rapport aux autres régions
En bas à droite, vue oblique de ce cou avec la région Hapi au centre. On remarque les rochers alignés dans l’axe de cette région.
En bas à gauche : on remarque la structure linéaire de cette partie de Hapi.
En haut à gauche : d’autres détails.
Clic sur l’image pour voir toute la richesse des informations.
Vue de la région Imhotep (la plus grosse face de la comète, située sur le corps principal).
On remarque différentes sortes de terrains :
En A terrain lisse ; sur les bords de cette zone (B), le terrain a l’air de former des couches ; on retrouve de ce matériau lisse sur des terrains plus en hauteur (C) ; des structures circulaires (D) comme on en a trouvé sur Tempel 1 ; et de nouveau des couches relativement solides en E ; situées au pied d’une structure semi-circulaire G de 650m de diamètre. Des fissures du matériau semblent évidentes en F.
Article de Science sur le sujet.
Voir aussi :
MESURE DE POUSSIÈRES DANS LA COMA DE 67P.
C’est l’instrument GIADA (Grain Impact Analyser and Dust Accumulator) à bord de Rosetta qui est chargé de détecter ces grains de poussières émis par le noyau de la comète.
Lors du voyage vers le rendez vous avec 67P, cet instrument a détecté 35 grains de masse comprise entre 10-10 et 10-7 kg et 48 grains de masse comprise entre 10-5 et 10-2 kg.
En combinant ces mesures avec les données de MIRO (Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter) et de ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) , on a trouvé un rapport poussière/gaz de 4 +/- 2 pour la surface éclairée par le soleil.
On a aussi détecté un nuage de grains plus gros en orbite autour du noyau, provenant du dernier passage au périhélie ; les plus gros morceaux étant de la taille du mètre.
Article de Science à ce sujet.
67P, UNE COMÈTE AVEC UN FORT RAPPORT D/H .
Nous avons déjà rapporté les résultats de ces mesures lors d’un précédent astronews.
Le spectromètre de masse de ROSINA a mesuré in situ le rapport D/H de l’eau émise par cette comète de la famille de Jupiter (orbite croisant Jupiter et liée gravitationnellement à elle). Il a trouvé une valeur approximativement de 3 fois celle des océans terrestres. Ce qui repose le problème de l’origine de l’eau de nos océans.
Article de Science sur le sujet.
Voir aussi : ROSINA, une expérience clé de la mission Rosetta par le CNES.
LA SURFACE DE 67P RICHE EN MATÉRIAUX ORGANIQUES VUE PAR VIRTIS.
L’instrument VIRTIS (Visible, Infrared and Thermal Imaging Spectrometer) a mis en évidence de nombreux composés organiques à la surface de la comète.
La surprise vint d’abord de la mesure de l’albédo (la réflectance du corps) du noyau : 6%, la moitié de celui de notre Lune ; 67P est donc un des objets les plus sombres du système solaire.
L’albédo très faible (6%), les variations spectrales et la forte absorption dans la gamme IR de 2,9 à 3,6 micron de la surface de la comète, sont compatibles avec la présence de matériaux organiques macromoléculaires tels que les groupes chimiques C/H et O/H qui sont présents dans les aminoacides. C’est la première fois que l’on en détecte.
Des minéraux comme le sulfure de Fer ont aussi été détectés.
Dans certaines parties de la surface, les taux d’absorption suggèrent la présence de glace d’eau. Cependant, aucune surface importante riche en glace d’eau n’a été observée, la surface exposée au Soleil est fortement déshydratée.
Ce qui ne veut pas dire que la comète n’est pas riche en eau (glace), mais qu’il y en a très peu en surface, ce qui semble normal, les passages répétés près du Soleil ont fait sublimer toute glace de surface.
À gauche : une image du noyau de la comète avec la Navcam. À droite : dans la même orientation, une carte de la pente spectrale de la même surface. La pente spectrale (spectral slope en anglais) est liée à la composition du matériau de surface. Les faibles valeurs (en bleu) sont présentes dans la région du cou, région qui possède le plus d’activité (gaz et poussières) pour le moment.
Crédit: ESA/Rosetta/NAVCAM (image de gauche); ESA/Rosetta/VIRTIS/INAF-IAPS/OBS DE PARIS-LESIA/DLR (droite)
Autre image plus complète de la mesure de la pente spectrale de la comète sous tous les angles
Article de Science sur le sujet.
Voir aussi :
Tchouri sous l’œil de Rosetta Communiqué de presse CNES
Extremely dark, dry and rich in organics: Virtis view of 67P
VARIATIONS ET HÉTÉROGÉNÉITÉS DANS LA COMA DE 67P.
Les comètes contiennent de la matière du début de la formation de notre système solaire ; la composition de leurs noyaux et coma fournissent des indices sur les conditions physico-chimiques de cette époque lointaine.
Le spectromètre de l’instrument ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) à bord de Rosetta a pu mesurer la composition de la coma de 67P/Churyumov-Gerasimenko. Ces mesures ont été faites pendant plusieurs périodes de rotation de la comète et à différentes
latitudes.
On y remarque de grandes variations dans la composition de cette coma hétérogène qui semble avoir des variations aussi bien jour/nuit que saisonnières dans le dégazage de : eau, CO et CO2. On a été surpris de noter que la coma semblait contenir par moment plus de CO et CO2 que de vapeur d’eau.
Le noyau étant constitué de deux lobes, on pense que cette structure joue un rôle dans ces variations, car différentes parties du noyau sont illuminées durant les 12 heures de période de rotation.
La composition de l’atmosphère de la comète 67P (la coma) varie énormément au cours du temps. Les régions en rouge sont celles dominées par le CO et CO2 et avec très peu de H2O, ce sont des régions faiblement illuminées.
Il existe aussi une animation de cette vue.
Shape model credit: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Animation credit: CSH/University of Bern Martin Rubin
Article de Science à ce sujet.
Voir aussi :
Le très intéressant communiqué de presse du SwRI sur le sujet.
LA NAISSANCE D’UNE MAGNÉTOSPHÈRE COMÉTAIRE.
Rosetta accompagne la comète 67P depuis une distance du Soleil de 3,6 UA et au moins jusqu’au périhélie à 1,25 UA, couvrant ainsi des périodes d’activité de plus en plus fortes.
Au moment de la rencontre (3,3UA) le vent solaire commençait à pénétrer la fine atmosphère de la comète formée par sublimation. Mais la taille et la pression des ions formés ont commencé à stopper le vent solaire lorsque l’on se rapprochait du Soleil.
Une magnétosphère était en train de voir le jour.
Les ions formés sont sensibles au champ électrique et au champ magnétique des particules solaires, ils peuvent ainsi être accélérés à de grandes vitesses. La coma devient si dense et si chargée qu’elle devient conductrice, c’est à ce moment là qu’elle résiste aux champs du vent solaire.
C’est l’instrument RPC-ICA (Rosetta Plasma Consortium’s Ion Composition Analyser) qui a pu tracer l’évolution des ions « eau » depuis les premières détections jusqu’au moment où ils
commençaient à repousser le vent solaire.
Les scientifiques ont aussi tracé la répartition spatiale de ces premières interactions.
Illustration : comment une comète crée une magnétosphère :
1- La comète s’approche du Soleil
2- Les molécules d’eau se subliment
3- Les molécules d’eau sont ionisées par les UV du Soleil
4- Ces ions nouvellement créés (H2O+) sont accélérés par le champ électrique du vent solaire et détectés par RPC-ICA
5- Le vent solaire accélère ces ions dans une direction, mais est lui-même dévié dans la direction opposée.
Crédits: ESA/Rosetta/RPC-ICA
Par chance nous sommes en orbite rapprochée de la comète et allons pouvoir assister à toutes les étapes de la vie de cette magnétosphère.
Article de Science à ce sujet.
À voir aussi :
The birth of a comet's magnetosphere: a spring of water ions par nos amis Finlandais de Aalto. À consulter.
Watching the birth of a comet magnetosphere par le JPL.
Communiqué de presse du Swedish Insitute of Space Physics (PI de l’instrument).
LES PROPRIÉTÉS DE SURFACE DE 67P/CHURYUMOV-GERASIMENKO
L’instrument MIRO (Microwave Instrument on the Rosetta Orbiter) établit la carte des températures de surface et de la partie immédiatement en dessous (subsurface) aux longueurs d’ondes millimétriques de 1,6 et 0,5mm et aussi effectue les relevés spectraux de vapeur d’eau.
La production totale de vapeur d’eau varie de 0,3 kg/s au début Juin 2014 à 1,2 kg/s fin Août ; on a aussi noté des variations périodiques dues à la rotation du noyau. Le dégazage de vapeur d’eau est localisé principalement dans la zone du cou.
Les relevés de températures ont montré une faible inertie thermique de la surface compatible avec une surface poudreuse.
Températures de la subsurface mesurées par MIRO (en iso contours). Les basses températures en bleu sont sur la face non ensoleillée (-250°C).
Le Soleil (figuré à droite) éclaire la face droite.
© Gulkis et al.
Article de Science à ce sujet.
LA COMÈTE 67P SE RÉCHAUFFE ET COMMENCE À PERDRE SON MANTEAU DE POUSSIÈRES.
COSIMA (COmetary Secondary Ion Mass Analyser) est l’un des analyseurs de poussières de Rosetta. Il a commencé ses mesures lors de l’arrivée à la comète en Août 2014. Les premiers résultats (allant d’Août à Octobre) sont publiés dans la revue Nature.
Pendant cette durée, la comète est passée de 535 millions de km du Soleil à 450 millions. Rosetta étant la plupart du temps à une altitude de 30km.
Les scientifiques recueillent les grains et particules émis par la surface sur la plaque de mesure, la vitesse des grains était en moyenne de 1 à 10 m/s et leur taille de l’ordre de 0,05mm.
Ces grains, floconneux et poreux, s’échappaient facilement de la surface, indiquant qu’ils n’étaient pas très fortement liés à celle-ci.
Ces particules étaient riches en Sodium, comme la poussière interplanétaire et elles ne contenaient pas de glace.
La surface semble s’évaporer de plus en plus ! La couche de poussière a presque complètement disparu.
La comète de période 6,5 ans approche de son périhélie le 13 Août 2015, elle sera alors à 186 millions de km du Soleil (un petit peu plus que la distance Terre-Soleil). Elle devrait avoir perdu complètement sa poussière de surface exhibant enfin une surface fraîche.
Deux exemples de grains de poussières collectés par COSIMA à une distance de 10 à 20km du noyau. Pour les deux grains la photo est prise avec deux illuminations différentes afin de déterminer leur taille.
L’élément a possède une hauteur de 0,1mm et b 0,06mm.
Les grains se sont complètement désintégrés lors de la collecte sur la plaque montrant leur inhomogénéité.
© ESA/Rosetta/MPS for COSIMA Team
La comète Tchouri a sans doute perdu son manteau de poussières par la Presse Canadienne.
LA COMÈTE 67P CHURYUMOV/GERASIMENKO EN RÉSUMÉ.
Résumé des différentes propriétés de 67P correspondant aux mesures des instruments de Rosetta durant le premier mois de sa rencontre avec la comète
Crédits des différents résultats :
Shape model, rotation properties, volume and porosity: OSIRIS
Mass: RSI
Density: RSI/OSIRIS
Dust/Gas ratio: GIADA, MIRO and ROSINA
D/H ratio: ROSINA
Surface temperature: VIRTIS
Subsurface temperature and water vapour production rate: MIRO
Albedo: OSIRIS and VIRTIS
Comet images: NavCam
DE NOUVELLES PHOTOS SONT AUSSI MISES EN LIGNE.
LA COMÈTE PRISE DE 8KM D’ALTITUDE
Une partie de la zone du « cou » de la comète prise avec la caméra télé d’OSIRIS d’une distance de 8km le 14 Octobre 2014.
Credit: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Y AURAIT-IL DU VENT SUR 67P?
Crédits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Toujours dans la région Hapi (le cou), on remarque des effets de dunes ou de transport de poussières similaire à des actions du vent (à gauche). À droite on remarque des actions (flèches rouges) similaires à celle d’un écoulement de fluides.
Images prises par la caméra télé d’Osiris le 18 sept 2014.
Bizarre n’est-ce pas ?
UN TROU SUR 67P.
Une structure curieuse de la surface, appelée “goosebumps” (chair de poule) par nos amis US.
Ce trou fait approx 100m de diamètre.
Photo prise par la caméra télé d’Osiris.
Ces « trous » sont situés principalement sur des pentes abruptes et exposées.
Une certaine activité est liée à ces trous.
On n’a pas d’explication pour le moment.
© ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
POUR ALLER PLUS LOIN EN GÉNÉRAL SUR CES RÉSULTATS :
L’excellent reportage de nos amis de Universe Today.
Galerie de photos Rosetta/67P sur le site du JPL.
Les laboratoires français impliqués dans la mission Rosetta.
La comète 67P/Churyumov-Gerasimenko sous l’œil de Rosetta du CNES
Galerie d’images de l’ESA sur ces articles.
Le blog d’Emily de la planetary society.
Le dossier Rosetta sur ce site.
PHILAE : L’ESA RENONCERAIT À CHERCHER L’ATTERRISSEUR:!
Depuis l’atterrissage « viril » de Philae sur la comète le 12 Nov 2014, toutes les caméras de Rosetta cherchent le point de chute.
L’instrument CONSERT a aidé à cerner la zone de recherche à un rectangle de 350m par 30m sur le petit lobe (la tête) de 67P.
Le point de chute définitif de Philae a été baptisé Abydos.
La caméra OSIRIS n’a pas encore pu le localiser, malgré de nombreuses campagnes de recherches en Novembre et Décembre 2014 d’une distance entre 30 et 20km du centre de la comète.
Abydos n’est illuminé que pendant 1h20 par jour (de la comète soit approx 12h) et Rosetta doit être parfaitement positionnée pour que ses caméras puissent détecter Philae.
Rosetta est maintenant sur une trajectoire un peu plus éloignée du centre et il devient donc plus difficile de localiser l’endroit.
Une vidéo de l’ESA nous permet de nous rendre compte des différentes orbites et manœuvres de Rosetta autour de 67P.
Voici une image Osiris (télé) prise le 13 dec 2014 d’une distance de 20km du centre de la comète.
On a figuré en rouge la zone (Hatmehit) où l’on pense que Philae s’est posé (a échoué ?), dans l’insert du bas, j’ai représenté cette zone sur la partie « tête » de la comète.
Des séries de photos avec différents filtres furent prises.
L’atterrisseur qui a une taille en gros de 1m par 1m correspondrait à 3 pixels sur cette image.
Les recherches ont été négatives jusqu’à maintenant.
Rosetta devrait survoler le noyau à 6km de la surface le 14 Février, mais le passage au plus près du sol se fera au dessus du corps principal. On essaiera quand même de localise le point d’atterrissage.
Crédits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Mais le planning des mesures scientifiques lors du passage à 6km ne prévoyait pas la recherche de Philae, aussi celle-ci ne sera pas prioritaire. Si on la trouve, ce sera la cerise sur le gâteau.
Donc on peut dire qu’on ne recherche plus activement Philae.
On va attendre sagement son réveil, en espérant qu’il ait lieu (Mars ou Avril), croisons les doigts !
PLANCK :.LES ONDES GRAVITATIONNELLES, CE N’EST PAS MAINTENANT !
En combinant leurs données, les collaborations Planck et BICEP2/Keck ont montré que la détection des ondes gravitationnelles primordiales à travers l’observation de la polarisation du fond diffus cosmologique n’a pas encore eu lieu.
L’INSU a publié à ce sujet un communiqué que je reprends en partie :
Ce résultat offre le dénouement à un feuilleton scientifique qui a tenue en haleine cosmologues et passionnés.
Le signal annoncé par l’équipe BICEP2 en mars 2014 ne peut pas être associé aux premiers instants du Big Bang, il provient essentiellement de notre galaxie et de distorsions gravitationnelles au cours de sa propagation jusqu’à nous.
Ces résultats ont été soumis à la revue Physical Review Letter fin janvier 2015. La collaboration Planck de l’Agence Spatiale Européenne (ESA), implique le CNRS, le CEA, le CNES et plusieurs universités françaises.
Le fond diffus cosmologique est le rayonnement fossile du Big-Bang, messager issu du lointain passé de l’Univers il y a 13,8 milliard d’années. Depuis sa découverte, il y a juste 50 ans, les cosmologistes n’ont eu de cesse de l’observer de plus en plus finement pour comprendre l’origine et le contenu de notre cosmos. Le satellite Planck de l’ESA l’a mesuré ces dernières années avec une précision sans précèdent et a déjà
apporté son lot exceptionnel de découvertes, même si les données ne nous ont pas encore livré tous leurs secrets.
Le fond diffus est une image instantanée de l’Univers 380 000 ans après le Big-Bang. Les cosmologistes l’étudient pour remonter beaucoup plus loin encore dans le temps, de 380 000 ans jusqu'à l’époque d’origine de ses fluctuations. Il s’agit sans doute d’une phase d’expansion exponentielle pendant une infime fraction de seconde qu’ils appellent inflation, qui s’est naturellement accompagnée de la génération d’ondes
gravitationnelles.
Ces ondes se propagent dans l’Univers, déformant la trame de l’espace-temps.
Elles sont beaucoup trop faibles pour être détectées aujourd’hui directement sur Terre, mais elles ont pu laisser une empreinte sur une autre quantité mesurable, la polarisation du fond diffus cosmologique, en particulier des modes spécifiques de polarisation, appelés modes B, qui sont au cœur des
recherches menées par les collaborations Planck et BICEP2.
En Septembre 2014 – Planck analyse la contribution galactique
Une première réponse est arrivée en septembre 2014 avec une publication Planck montrant que l’émission polarisée de la poussière Galactique est, sur la totalité du ciel, d’amplitude au moins comparable au signal mesuré par BICEP2, ne laissant donc aucune fenêtre totalement propre pour chercher les ondes gravitationnelles primordiales.
Ce résultat statistique laissait néanmoins encore une incertitude quant à la nature du signal mesuré par BICEP2.
Était-il possible de démontrer qu’au moins une partie du signal était le signal cosmologique recherché ?
En Janvier 2015 – La collaboration Planck BICEP2/Keck porte ses fruits
Les équipes de Planck et de BICEP2 se sont alors jointes pour répondre à cette question.
Au cœur de ce travail se trouvaient la carte du signal Galactique produite par Planck et celle du signal mesuré par BICEP2, complétées par de nouvelles observations obtenues depuis mars avec le télescope Keck également au Pôle Sud.
La comparaison des trois jeux de données a alors permis de montrer que la contribution galactique est dominante aux échelles angulaires où le signal des ondes gravitationnelles primordiales est attendu.
Après correction de l’émission Galactique, une polarisation B du fond diffus cosmologique a bien été détectée, mais elle correspond au signal attendu associé à l’effet de lentille gravitationnelle exercé par la distribution de matière sur le chemin des photons jusqu’à nous. Ce signal se distingue de celui des ondes gravitationnelles primordiales par sa répartition en échelles angulaires.
Il est à noter que cette détection directe, qui nous renseigne sur la distribution de la matière dans l’Univers, n’est pas la première détection de cet effet mais elle est de loin la plus précise réalisée à ce jour.
Ainsi, après élimination du signal galactique et de la contribution de l’effet de lentille, il résulte que les données ne permettent pas de détecter sans ambiguïté l’empreinte recherchée des ondes gravitationnelles. Cela ne signifie pourtant pas que ce signal n’existe pas, il est seulement trop faible pour être détecté avec ce jeu de données.
En revanche, cela a permis à la collaboration Planck/BICEP2/Keck d’établir une limite supérieure pertinente à l’intensité des ondes gravitationnelles primordiales. Cette limite directe est en accord avec celle obtenue indirectement en 2013 par Planck seul sur la base des fluctuations en température du fond diffus.
Ce résultat Planck était antérieur à la première publication BICEP2, mais il n’était pas considéré nécessairement en contradiction car il dépendait du modèle cosmologique utilisé dans l’analyse des données. Les nouvelles mesures directes montrent que le modèle cosmologique standard utilisé par Planck reste suffisant pour décrire l’ensemble des résultats.
La quête des modes B du fond diffus cosmologique n’est pas terminée. Elle va continuer avec des observations toujours plus précises au sol et en ballon, et à plus long terme par satellite, grâce au développement rapide des matrices de détecteurs.
Mais le relevé Planck aux fréquences inaccessibles depuis le sol restera pour très longtemps la référence incontournable pour séparer les composantes cosmologiques et galactiques du signal.
Illustration : crédit ESA/Planck Collaboration. Acknowledgment: M.-A. Miville-Deschênes, CNRS – Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-XI, Orsay, France
Non, ce n’est pas une peinture impressionniste, mais une partie du ciel austral représentant la lumière polarisée émise par les poussières, d’après les observations de Planck aux longueurs d’ondes micro ondes et sub-millimétriques.
L’échelle des couleurs suit l’échelle des intensités de l’émission des poussières (bleu = faible ; rouge = forte), les rides indiquent la direction du champ magnétique galactique.
La zone en pointillé blanc, correspond à la zone étudiée par BICEP2 et Keck, où on a pensé trouver une possible détection du mode B dans la polarisation du CMB. Une étude ultérieure a montré que le signal détecté par BICEP n’était pas cosmologique, mais correspondait à la poussière de notre propre galaxie.
On Remarque que l’émission est la plus forte le long du plan galactique (en haut de l’image).
La petite tache rouge sombre dans le coin supérieur droit (au dessus de la zone BICEP) montre l’émission de poussières du petit nuage de Magellan.
Tout ceci aussi clôt le sujet sur les ondes gravitationnelles soi-disant détectées par BICEP2.
Pour le moment nous n’en avons pas détecté.
Pour en savoir plus: Les modes B de polarisation dans la quête des ondes gravitationnelles primordiales
La polarisation est une propriété du rayonnement électromagnétique. Celui-ci est polarisé quand les champs électrique et magnétique vibrent préférentiellement dans une direction donnée. Le rayonnement est polarisé de différentes manières suivant la nature du signal, dessinant des motifs distincts sur le ciel. Deux modes de polarisation se superposent dans ce dessin céleste : des motifs
symétriques, invariants par réflexion sur un miroir, formant des figures circulaires et radiales, ce sont les modes E ; et des motifs asymétriques évoquant des tourbillons, ce sont les modes B. La polarisation E du fond diffus cosmologique est déjà mesurée, mais c’est le signal B qui porterait sans ambiguïté l’empreinte
recherchée de l’inflation.
L’enjeu est de taille car la détection de ce signal permettrait l’exploration empirique de la physique dans un domaine d’énergie très au delà de celui accessible avec les accélérateurs les plus puissants que nous pourrions construire sur Terre.
La difficulté de cette quête est à la hauteur de son enjeu, d’une part car le signal attendu est très faible, et d’autre part parce qu’il faut tenir compte des deux autres sources de polarisation évoqués ci-avant. Tout d’abord, et c’est la difficulté principale, le rayonnement polarisé issu de notre Galaxie produit lui aussi des motifs E et B sur le ciel, qui sont émis par des petites particules solides, de tailles sub-microniques, présentes dans
l’espace interstellaire, qui s’alignent autour du champ magnétique de notre galaxie et produisent donc un signal polarisé.
Par ailleurs, d’autres modes B du rayonnement fossile sont dus à l’effet de lentille gravitationnelle qui modifie le trajet des photons du fond diffus le long de leur parcours à travers l’Univers. Cet effet transforme une petite partie du signal E du fond diffus cosmologique en modes B.
POUR EN SAVOIR PLUS SUR LES TOUT DERNIERS RÉSULTATS DE PLANCK :
Venez assister à la conférence mensuelle de la SAF le mercredi 11 Février à 19H00, à l’AgroParisTech 16 rue C Bernard Paris 5
Amphi tisserand.
François Bouchet, IAP, PI de l’instrument HFI de Planck nous révèlera les derniers secrets de cette mission.
Entrée libre (190 places) mais réservation obligatoire (attention il ne reste que 25 places) par Internet à :
http://www.planetastronomy.com/special/SAF/conf-mens.htm
ou à conf.saf@planetastronomy.com
ou à la SAF tel : 01 42 24 13 74
POUR ALLER PLUS LOIN :
Article de l’ESA sur le sujet.
Les ondes gravitationnelles n’ont pas été détectées.
Il n'y avait pas d'Ondes Gravitationnelles Primordiales dans les données de BICEP2
Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive par le JPL
Planck révèle l’invisible sur le site de HFi Planck.
Ce que Planck dit des neutrinos sur le site de HFi Planck.
Planck éclaire la matière noire : combien, quoi, où sur le site de HFi Planck.
Planck : nouvelles révélations sur la matière noire et les neutrinos fossiles, le communiqué du CNES.
A propos de la science de Planck, foire aux questions sur le site du CNRS.
Dark Matter—Still Dark, blog de Mario Livio du STSCI
And the Number Shall Be Three, sur le nombre max de neutrinos.
Film : de nouveaux résultats, et Planck 2014 du CNRS. 15 minutes
Film : Planck 2014 voir l’invisible du CNRS 6 minutes. À voir.
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LES MAGAZINES CONSEILLÉS:.L’ORIGINE DE L’UNIVERS SUR LA RECHERCHE DE FÉVRIER
Le numéro de Février de La Recherche comprend quelques articles sur les résultats de Planck.
Après quatre ans de traque de la lumière primordiale de l’Univers, le satellite Planck a livré ses derniers résultats. Pour la première fois, des astrophysiciens ont ainsi mesuré les propriétés de polarisation de cette lumière.
A quoi ressemblait notre Univers à ses origines, il y a environ 14 milliards d’années ? Pendant quatre ans, le satellite Planck a traqué la première lumière émise librement afin de répondre à cette question. Ses données, publiées fin janvier, révèlent cette plus ancienne lumière sous un jour nouveau : pour la première fois, des astrophysiciens ont étudié ses propriétés de polarisation. Ces informations ont des conséquences sur notre compréhension de
phénomènes physiques méconnus : la phase d’inflation de l’Univers, quelques instants après le Big Bang, la nature de la matière noire et l’existence de neutrinos primordiaux.
Ces articles sont :
· Nous nous sommes rapprochés du Big Bang par JL Puget IAS
· Une nouvelle histoire du cosmos, infographie par Ph Pajot
· Vingt ans d’aventure du satellite Planck par Cécile Renault membre Planck Grenoble
D’autres articles intéressants ;
Comprendre les espaces à 3 dimensions
Le collège de France cultive sa différence
La ténébreuse affaire des rayons uraniques en histoire des sciences.
Bonne Lecture à tous.
C'est tout pour aujourd'hui!!
Bon ciel à tous!
JEAN PIERRE MARTIN
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