Ondes gravitationnelles/électromagnétiques - Bienvenue dans l'Astronomie 2.0

Je ne peux résister à l'envie de vous écrire un petit article pour vous parler de l'annonce capitale qui vient d'être faite le 16 Octobre 2017 au siège du CNRS à Paris. En effet, le 17 Aout 2017 à 12h41 (UTC), les interféromètres des collaborations LIGO et Virgo ont détecté une nouvelle source d'ondes gravitationnelles. Bien-sûr, ce n'est pas une nouveauté puisque d'autres détections ont eu lieu peu après la première mesure d'ondes gravitationnelles en 2016. Mais les observations qui ont été faites ne concernent pas seulement un signal d'origine gravitationnel et c'est là la beauté de la chose. La position angulaire de l'objet GW170817 a été observée de façon simultanée par pas moins de 70 télescopes terrestres et spatiaux et ce dans de nombreuses longueurs d'onde différentes.

Pour la première fois en astronomie nous avons observé simultanément un objet par l'intermédiaire des ondes électromagnétiques et des ondes gravitationnelles ! 

Qu'est ce qui a été observé exactement ? Comment l'avons nous observé ? Et quelles sont les conséquences de cette observation par l'intermédiaire de plusieurs messagers pour la science de l'univers ? Ce sont les questions aux-quelles je vais essayer de vous répondre dans la suite.

L'astronomie gravitationnelle

En Février 2016, après plusieurs années d'impatience, une nouvelle fenêtre d'observation s'est ouverte en astronomie. La première détection d'ondes gravitationnelles est ainsi venue confirmer la théorie de la relativité d'Einstein en champ faible, tout en proposant une nouvelle manière de regarder le ciel. D'autres détections d'ondes gravitationnelles ont ensuite eu lieues entre 2016 et 2017 venant confirmer la naissance d'une nouvelle astronomie : l'astronomie gravitationnelle. Ces détections ont récemment été récompensées par deux médailles d'or du CNRS décernées à Alain Brillet et Thibault Damour ainsi qu'un prix Nobel de Physique attribuée à Rainer Weiss, Barry C. Barish et Kip S. Thorne. Cette année est riche en avancées et annonce un âge d'or de l'astronomie... .

Qu'est ce qu'une onde gravitationnelle ? 

Si vous souhaitez avoir plus de détails je vous renvoie à mon article sur les ondes gravitationnelles. En relativité générale, on ne considère pas la gravitation comme une force à proprement parler mais plutôt comme une propriété de l'espace et du temps. C'est en 1915, en se rendant compte qu'il n'était pas possible de différencier l'accélération de la force gravitationnelle (masse inertielle et masse grave) qu'Einstein proposa sa théorie de la gravitation généralisée. Dans son papier, il décrit l'univers à l'aide d'un objet mathématique que l'on appelle une métrique et qui permet de généraliser le concept d'espace-temps mis en place en 1905 lors de l'avènement de la relativité restreinte. Dans ce nouveau cadre mathématique, tout objet massif dans un espace vide (originellement plat) aura pour conséquence de "courber" cet espace.

Ce petit schéma représente simplement la courbure de l'espace-temps générée par un objet massif comme la Terre par exemple. On comprend intuitivement que tout objet massif plus léger sera dévié au voisinage de la Terre. [Source : Wikipedia]

Un objet plus léger passant à proximité de l'objet massif ne subira donc aucune force. Il suivra ce que l'on appelle les géodésiques de l'espace-temps qui en revanche sont modifiées au voisinage de l'objet massif. C'est la raison pour laquelle la trajectoire de l'objet sera modifiée. Une preuve expérimentale de la déformation de l'espace-temps au voisinage d'objets massifs est la présence de lentilles gravitationnelles (gravitationnal lensing).

Lorsque nous regardons dans la direction d'un objet très massif, il peut arriver que la lumière qui passe en son voisinage soit déviée à cause de la courbure de l'espace-temps. En particulier, pour une source se trouvant parfaitement derrière l'objet massif, nous pourrions apercevoir un halo lumineux qui entoure l'objet massif et qui provient de la source. [Source : Wikipedia]

La métrique de notre univers est donc en permanence perturbée par la présence d'objets massifs. Et toute cette dynamique est régie par les équations fondamentales de la relativité générale c'est à dire les équations d'Einstein. Je vous invite à lire l'article sur la cosmologie moderne pour plus de détails.

R_{\mu,\nu} - \frac{1}{2}g_{\mu,\nu}R + \Lambda g_{\mu,\nu} = \frac{8\pi G}{c} T_{\mu, \nu}

C'est grâce à ce système d'équations qu'Einstein a également prédit l'existence des ondes gravitationnelles. Lorsqu'un objet massif passe à proximité d'un point d'espace-temps, il va induire une déformation de la métrique c'est à dire une fluctuation locale (en espace et en temps) de l'intensité du champ gravitationnel. Si l'objet massif est animé d'un mouvement périodique, l'espace-temps va fluctuer de manière périodique également et ce à la manière d'un phénomène ondulatoire.

Les ondes créées par le mouvement périodique d'objets très massifs sont précisément ce que l'on qualifie d'ondes gravitationnelles. Elles se déplacent à la vitesse de la lumière et l'intensité de la distorsion de l'espace-temps suit une loi de décroissance similaire à celle de la propagation d'ondes à la surface de l'eau. C'est la raison pour laquelle les fluctuations de la métrique sont si faibles et pour laquelle nous devons utiliser des interféromètres optiques d'une précision phénoménale.

Comment observe t-on ces ondes ? 

On a déjà vu que les ondes gravitationnelles vont contracter et dilater l'espace-temps de manière périodique. En particulier, la direction d'incidence de l'onde gravitationnelle (sa provenance) et sa polarisation (rectiligne ou circulaire) vont nous permettre d'avoir des informations sur la manière dont elle va tordre l'espace-temps.

Les ondes gravitationnelles ont pour propriété de déformer l'espace-temps. De la même manière que l'on parle d'ondes transversales et d'ondes longitudinales, il existe deux types de polarisation pour ces ondes. L'une aura tendance à compresser l'espace dans une direction puis de le dilater tandis que l'autre créée un mouvement hélicoïdal de l'espace.

 

Une fois que l'on connait les relations entre les propriétés physiques de l'onde gravitationnelle et la déformation de l'espace-temps qu'elle engendre, il nous faut mesurer cette déformation. Et c'est là que les difficultés commencent. En effet, étant donné la distance nous séparant des objets que l'on mesure, l'amplitude des déformations est généralement très inférieure au diamètre d'un proton.

La méthode utilisée  consiste à utiliser les propriétés physiques de la lumière qui suit parfaitement la courbure de l'espace temps. La lumière monochromatique est caractérisée par une fréquence temporelle (\omega) et par une fréquence spatiale (1/\lambda). Lorsque l'espace-temps va subir une déformation, ces deux fréquences vont légèrement varier et le nombre de périodes de la lumière entre deux points d'espace-temps va très légèrement varier.

Principe de la mesure de la déformation de l'espace-temps et donc de l'amplitude de l'onde gravitationnelle. L'interféromètre de Michelson se déforme suivant la courbure de l'espace-temps. La différence de phase entre les deux signaux donne l'information sur la déformation de l'espace.

C'est ce principe là qu'utilisent les 3 interféromètres des collaborations LIGO et Virgo. En l'absence d'onde gravitationnelle, la lumière parcours le même chemin qu'elle passe par le miroir A ou par le miroir B. Lorsqu'une onde gravitationnelle passe, suivant les propriétés physiques de cette dernière, le chemin de la lumière sera plus court si elle passe par le miroir A ou B. Et ce que mesure le détecteur, c'est la différence de phase entre les deux rayons lumineux à la sortie du système. La mesure d'un tel déphasage est une prouesse technologique étant donné le nombre de sources de bruit différentes.

Un interféromètre seul peut détecter une onde gravitationnelle mais ne peut pas donner d'indication précise de sa provenance. Cette dernière peut provenir de n'importe ou dans le ciel. Deux interféromètres détectant une onde gravitationnelle ne sont pas suffisant non-plus. En effet, l'incertitude sur la direction d'incidence de l'onde est encore très grande. Elle correspond à peu de choses près à une droite dans le ciel. C'est seulement à partir de 3 interféromètres que la détection d'ondes gravitationnelles devient intéressante. En effet, avec trois points de mesure il est possible d'avoir une information le long de l'axe reliant les deux premiers interféromètres, mais également le long des axes liant les deux premiers au troisième. Ceci permet de réduire grandement l'incertitude sur la position dans le ciel de la source d'ondes gravitationnelles.

Enfin ! A partir de trois interféromètres suffisamment sensibles, il est possible de mesurer des ondes gravitationnelles et de retrouver la position précise de la source de ces ondes dans le ciel. On a inventé l'astronomie gravitationnelle !!! 

L'astronomie multi-messagers

Bien qu'elle représente une formidable avancée pour toutes les sciences de l'univers, ce n'est pas l'astronomie gravitationnelle qui était à l'honneur durant la conférence du 16 Octobre au siège du CNRS. En réalité, la magie de la découverte réside dans le fait que la position de la source d'ondes gravitationnelles à été simultanément observée par pas moins de 70 télescopes au sol et dans l'espace. C'est donc une quantité faramineuse d'informations qui ont été récoltées dans toutes les longueurs d'ondes électromagnétiques, et à travers les ondes gravitationnelles.

Et c'est bien la première fois de toute l'histoire de la physique que les ondes électromagnétiques et les ondes gravitationnelles travaillent main dans la main pour nous révéler les secrets de l'univers. Mais alors, qui a observé quoi ?  

L'observation de LIGO & Virgo

Les interféromètres de LIGO et Virgo ont observé un signal qui a été significatif pendant plus d'une trentaine de secondes. Ce signal est caractérisé par une fréquence et une amplitude qui augmentent au cours du temps et ce jusqu'à un moment où il disparaît subitement. Cette fonction est parfaitement cohérente avec un modèle théorique de deux objets compacts dans un système binaire qui se rapprochent l'un de l'autre en rayonnant de l'énergie gravitationnelle.

La présence de trois interféromètres a permis de trouver de manière précise la position angulaire de la source dans le ciel. C'est de cette manière que les collaborations LIGO et Virgo ont pu avertir les télescopes au sol et en orbite afin de scruter le ciel aux mêmes coordonnées angulaires.

A gauche se trouve les signaux gravitationnels enregistrés par les trois interféromètres? La couleur du signal représente l'amplitude des ondes gravitationnelles. On observe au cours du temps que la fréquence et l'amplitude du signal gravitationnel augmentent. La figure de droite représente la reconstruction statistique de la position de l'événement dans le ciel. [Source : PRL 119, 161101]

L'observation par Subaru

Le télescope Subaru est installé à Hawaï et est conçu pour réaliser des observations dans le domaine optique et dans l'infrarouge. Ce télescope est de type Cassegrain et son diamètre de 8.2 mètres en fait l'un des plus sensibles au monde.  Le lendemain de la détection des ondes gravitationnelles c'est à dire le 18 Aout, Subaru à pointé dans la direction prédite par les trois interféromètres.

Malheureusement la position angulaire de la source d'ondes gravitationnelle GW170817 est très incertaine. En effet, la fonction d'étalement du point du télescope (\sim sa résolution) est beaucoup plus petite (\sim plus élevée). Plus d'une cinquantaine de sources lumineuses coïncidaient angulairement avec la source d'ondes gravitationnelle. Cependant, au vu du signal gravitationnel observé, l'événement est un événement transitoire et non permanent. En conséquence, l'intensité de la source lumineuse devrait varier au cours du temps.

Bingo ! C'est exactement ce qu'il s'est passé. Les physiciens ont en effet observé une source lumineuse variable dont l'intensité diminuait au cours du temps. Nous avons enfin une image optique de la collision du système binaire en question. L'objet en question se trouve à 10 secondes d'arc de la galaxie NGC 4993.

Cette figure représente différentes photographies de la région de NGC 4993 au cours des jours qui sont suivis la coalescence du système binaire. On observe bien une source lumineuse transitoire dont l'intensité décroit au cours du temps et que l'on peut raisonnablement associer à GW170817 puisqu'elle est cohérente spatialement.  [Source : Nozomu TOMINAGA et al 2017]

L'observation de Chandra

Chandra est un télescope spatial conçu pour scruter le ciel dans la bande X. Les objets que le satellite détecte sont essentiellement des objets très chauds qui émettent du rayonnement thermique en X comme les étoiles très massives ou comme certaines nébuleuses en émission par exemple. Le rayonnement X peut aussi avoir une origine non-thermique, il peut s'agir de rayonnement synchrotron d'électrons accélérés par un choc ou par un objet compact à très fort champ électrique de surface comme les pulsars par exemple.

En regardant dans la direction de l'objet SSS17a originalement détecté par le télescope ST (Swope Telescope) et coïncidant avec la source GW170817, les astrophysiciens ont bel et bien observé un signal de forte luminosité dans la bande d'énergie allant de 0.3 à 10 keV  (L_\mathrm{0.3-10 keV} = 2.6 \times 10^{38}~\mathrm{erg}~\mathrm{s}^{-1}).  Cette source est si brillante qu'elle représente pratiquement un tiers de la luminosité de la galaxie NGC 4993 révélant ainsi une fois de plus la violence de l'événement qui s'est déroulé.

Ces figures représentent l'observation en X de la région de NGC 4993 par le télescope Chandra. Dans la partie de gauche, les différentes couleurs représentent les bandes spectrales observées en X. Dans la partie de droite, l'amplitude des sources lumineuses sont présentées sous la forme d'un dégradé de gris. [Source : HAGGARD et al. 2017]

L'observation de H.E.S.S et Fermi

Seulement deux secondes après la détection du signal gravitationnel par les interféromètres LIGO/Virgo, le télescope Fermi/GBM (spécialisé dans la détection de Gamma Ray Bursts) détecte à son tour un signal en rayon gamma dans la bande d'énergie 1 keV - 400 keV. Le sursaut gamma est très court, sa luminosité est faible et il n'émet pratiquement pas de photons d'énergie supérieure. Il reste cependant compatible avec le scénario principal d'explication des GRB (Gamma Ray Burts) qui consiste en la collision de deux objets compacts.

Le télescope H.E.S.S. mesurant des rayons gamma aux énergies allant de 300 GeV à l'ordre du TeV n’enregistre aucun signal à la position de la source d'onde gravitationnelle. Aucun signal n'est détecté par le télescope Fermi/LAT qui observe le ciel dans la bande 1GeV-100GeV.

La partie de droite de la figure représente la carte de significativité statistique en rayons gamma autrement dit la probabilité d'avoir une source cohérente. On voit bien qu'à la position théorique de SSS17a nous n'avons pas de source en gamma. [Source : H.E.S.S. Collaboration 2017]

Il y a eu de très nombreuses autres observations dans la direction de la source d'ondes gravitationnelle mais je ne peux pas vous faire un topo pour chacun des 70 papiers qui discutent de leur trouvaille :). Grâce à l'astronomie multi-messagers, nous avons pu poser de très nombreuses contraintes sur le phénomène physique qui s'est déroulé et a généré des ondes gravitationnelles. Alors maintenant parlons de ce qu'il s'est vraiment passé dans ce coin du ciel. 

Coalescence d'un système binaire d'étoiles à neutron

Je vous ai déjà dit que le signal enregistré par les trois interféromètres est très bien modélisé par un système de deux objets compacts qui tournent l'un autour de l'autre et finissent par fusionner. Parmi les objets compacts qui peuvent générer des ondes gravitationnelles d'une amplitude suffisamment importante, nous avons les trous noirs ou encore les étoiles à neutron. En l’occurrence, les résultats de l'ajustement des données expérimentales ont montré que nous avons plutôt à faire à un système binaire d'étoiles à neutron.

Ce tableau représente les différents paramètres déduits de l'analyse du signal gravitationnel enregistré et modélisé par un système binaire d'objets compacts en coalescence. [Source : B. P. Abbott et al 2017]

Mais qu'est ce qu'une étoile à neutron ? 

Lorsqu'une étoile massive (> M_\mathrm{sun}) brûle toute sa réserve d'hydrogène puis d'hélium et enfin d'éléments plus lourds, le cœur de l'étoile alors au stade de supergéante ne produit plus assez d'énergie radiative pour contrer la force de pression gravitationnelle qui tend à le comprimer. L'étoile commencer alors à s'effondrer sur elle même et sa densité au cœur augmente de manière exponentielle. Les éléments chimiques alors composés d'électrons, de protons et de neutrons subissent de nombreuses désintégrations radioactives qui ne génèrent que des neutrons. La densité du cœur augmente encore et ce jusqu'à ce que les neutrons soient en contact les uns avec les autres. L'effondrement gravitationnel s'arrête alors subitement et la matière qui était encore entrain de tomber se met à rebondir violemment créant ainsi une explosion se propageant dans le milieu interstellaire. Ce mécanisme est appelé supernova de type II ou à effondrement de cœur.

Finalement au cœur de la supernova se trouve un objet extrêmement compact, d'une masse légèrement supérieure à celle du Soleil et d'un rayon variant grossièrement entre 20 et 40 kilomètres. A titre d'exemple, un morceau d'étoile à neutron de la taille d'un sucre possède à peu près la masse de la Terre ! Je vous laisse donc imaginer l'intensité du champ gravitationnel au voisinage d'un tel objet.

Les étoiles à neutron sont des objets assez complexes (on parle aussi de pulsar). Leur structure en couche composée en surface d'éléments chargés fait qu'elles génèrent un champ magnétique au pôles extrêmement intense de l'ordre de 10^{10} Tesla. Pour information, le champ magnétique le plus puissant créé sur Terre dans un laboratoire est de l'ordre de 100 Teslas, le champ magnétique terrestre se mesure lui en millitesla. La structure magnétique de l'étoile est telle qu'aux pôles magnétiques, les électrons sont violemment expulsés créant ainsi un jet de plasma à des vitesses proches de la lumière. Ce jet est généralement observé en radio ou en gamma et il se termine généralement par un choc avec le milieu interstellaire créant une sorte de "coque" que l'on observe en X due au rayonnement synchrotron des électrons.

Pendant l'effondrement de l'étoile, le cœur à âcreté de la matière mais aussi du moment cinétique (de la rotation). C'est la raison pour laquelle toutes les étoiles à neutron ont une vitesse de rotation propre (que l'on peut qualifier de spin) qui n'est pas forcément alignée avec l'axe du champ magnétique.

Cette figure schématise un pulsar. En rouge est représentée l'étoile à neutron qui aux pôles émet un fort champ magnétique dont les lignes sont représentées en jaune et qui sont à l'origine d'un jet puissant de matière en blanc. Les pôles magnétiques ne sont généralement pas coïncidant avec les pôles de rotation propre de l'étoile (spin).  [Source : http://www.controverses-minesparistech-7.fr]

Que c'est-il donc passé ? 

Il peut arriver que des systèmes binaires se forment lorsque deux objets massifs passent au voisinage l'un de l'autre avec des vitesses très particulières. C'est précisément ce qu'il a dû se produire pour ces deux étoiles à neutron. La question que l'on peut maintenant se poser est : Pourquoi elles ont fini par fusionner ? Pourquoi elles n'ont pas continué à tourner l'une autour de l'autre à l'infini ?

Dans le cas d'un système binaire de deux étoiles à neutron, il y a essentiellement deux hypothèses principales permettant d'expliquer la coalescence :

  1. Les étoiles à neutron ont perdu de l'énergie cinétique en émettant des ondes gravitationnelles de forte amplitude.
  2. Les magnétosphères des deux étoiles à neutron ont interagi ensemble en créant ainsi une force de frottement magnétique à l'origine de la perte de l'énergie cinétique.

Ces deux scénarios sont tous les deux vraisemblables et jouent un rôle qu'il est nécessaire de quantifier. Finalement, on peut se demander ce qu'il s'est passé au moment ou les deux étoiles ont commencé à fusionner.

Le scénario le plus probable est qu'elles sont donné naissance à un trou noir. Cet objet est encore plus compact que les étoiles à neutron. Durant sa formation, une partie de la matière moins dense des étoiles à pu se mettre en orbite. Le trou noir à également pu commencer à acréter de la matière formant ainsi un disque de plasma chaud et un jet puissant émettant fortement en X. Il se trouve qu'un signal fort est émis dans cette bande appuyant ainsi l'hypothèse d'un trou noir émettant du plasma à des vitesses proches de celle de la lumière.

Je vous laisse le plaisir de lire les 70 publications pour plus de renseignement sur ce qui c'est réellement passé physiquement. Mais il nous reste une question à laquelle nous devons absolument répondre. Pourquoi cette découverte est très importante pour toutes les sciences de l'univers ?  

De nombreuses avancées scientifiques en perspective

Les mesures simultanées du signal d'ondes gravitationnelles et des ondes électromagnétiques dans toutes les longueurs d'ondes nous ont permis d'acquérir de nombreuses informations sur l'objet que nous avons observé mais surtout, elle ont permis plusieurs avancées scientifiques dont les principales concernent la vitesse d'expansion de notre univers et la nucléosynthèse des éléments lourds de notre tableau périodique.

Mesure de la constante de Hubble

En utilisant les données gravitationnelles et les données électromagnétiques, des chercheurs ont réussi à "re-calculer" la constante de Hubble d'une manière différente de ce qui se fait habituellement.

En utilisant les données produites par les ondes gravitationnelles, ils ont pu obtenir la distance du Soleil à la source (d = 43.8_{-6.9}^{+2.9}~\mathrm{Mpc}) qu'ils ont comparé à une mesure de la distance du Soleil à la galaxie NGC4993 mesurée en utilisant une méthode de mesure de luminosité intrinsèque (d_\mathrm{NGC4993} = 41.1 \pm 5.8~\mathrm{Mpc}). Ils ont montré avec une probabilité de 99.996% que l'objet GW170817 se trouve bien dans la galaxie NGC4993. De-plus, la mesure de la polarisation des ondes gravitationnelle nous a permis d'obtenir l'angle d'inclinaison de l'axe de rotation du système binaire par rapport à la ligne de visée des interféromètres (en gros, la droite reliant la Terre à l'objet).

Finalement, en utilisant une méthode assez sophistiquée de mesure de la vitesse de groupe et statistique par rapport au centre de masse de l'amas de galaxies contenant NGC4993, en utilisant les données récoltées sur la distance nous séparant à la source d'onde gravitationnelles et sur son angle d'inclinaison, ils obtiennent une estimation statistique de la valeur de la constante de Hubble H_0.

Cette figure représente la mesure statistique de la valeur de la constante de Hubble à partir des données d'observation gravitationnelle et électromagnétique (en bleu) et comparée à de précédentes mesures réalisées de manières totalement différentes. Ce dégradé de couleur représente la vraisemblance de la mesure, elle est maximale en H_0 = 70~\mathrm{km}~\mathrm{s}^{-1}~\mathrm{Mpc}. [Source : The LIGO collaboration et al. 2017]

La méthode utilisée est basée sur la connaissance simultanée la vitesse de la récession de la galaxie hôte obtenue grâce aux ondes électromagnétiques, et de la distance nous séparant de la source obtenue grâce à la mesure des ondes gravitationnelles émises. Les systèmes binaires compacts en coalescence vont devenir des chandelles standard de la mesure des paramètres cosmologiques de notre univers.

L'origine des éléments chimiques lourds

La mesure simultanée de la collision des étoiles à neutron dans le système binaire en ondes gravitationnelles et en ondes électromagnétique a également permis de prouver une des origines possibles des éléments les plus lourds de notre tableau périodique : la famille des Lanthanides.

[Source : Société de chimie de France]

Les physiciens ont mesuré le spectre de la source dans le proche infrarouge grâce au télescope FLAMINGOS-2 entre 1.5 et 10.5 jours après la fusion des deux étoiles. Ils ont obtenu un spectre qu'ils ont retravaillé afin se supprimer ce que l'on appelle le continuum et qui dans ce cas était pauvre en lanthanides. Une fois le spectre expérimental traité, ils ont produit un spectre théorique d'un modèle d'éjecta avec une forte concentration en Lanthanides.

Finalement, ils ont trouvé que ce spectre était très bien corrélé au spectre expérimental à 5 jours pour un éjecta de masse M = 0.04 M_\mathrm{sun}, une vitesse v = 0.1c et une concentration en éléments les plus lourds X = 10^{-2} (ce qui est énorme...).

Cette figure représente la superposition des deux spectres de la source dans le proche infrarouge. L'un obtenu par mesure expérimentale à l'aide du télescope au 5ème jour ici en noir, l'autre étant le résultat d'un modèle d'émission contenant des éléments de la famille des Lanthanides. [Source : R. Chornock et al. 2017]

A l'avenir, il sera possible de répéter cette mesure sur de nouveaux systèmes binaires compacts en coalescence et vérifier que la kilonova (une sorte de supernova) résultante émet bien un spectre compatible avec des modèles théoriques d'éjectas contenant des éléments lourds.

Les neutrinos

D'après toutes les informations que nous avons eu, il semblerait que la source d'onde gravitationnelle résulte de la fusion de deux étoiles à neutron et que de cette fusion résulte un trou noir émettant un jet relativiste de plasma sous forme de kilonova. Il est donc fortement probable que des rayons cosmiques soient accélérés. Et donc que des neutrinos soient émis.

Des neutrinos ? Comment-ça ??

Les neutrinos sont des particules très légères (mais dont la masse est inconnue) qui dans le modèle standard appartiennent à la famille des Leptons. En autre les Leptons regroupent trois familles composées chacune de ce que l'on appelle un lepton chargé (massif et chargé électromagnétiquement) et d'un lepton neutre (un neutrino). N'ayant pas de charge électrique, les neutrinos sont insensibles à l'interaction électromagnétique. En revanche, ils sont sensibles à ce que l'on appelle l'interaction faible par courant neutre (médiée par des particules appelées le boson Z^0).

Ne rentrons pas trop dans les détails. Ce que je veux vous dire, c'est que les neutrinos sont essentiellement émis lors de réactions nucléaires qui mettent en jeu la désintégration d'un proton ou d'un neutron par exemple. C'est que qu'il se passe au cœur des étoiles et c'est cette réaction qui, lorsqu'elle est exothermique, permet à la pression radiative de compenser la pression gravitationnelle.

Ceci est un diagramme de Feynman représentant la désintégration d'un proton en un anti-neutrino muonique et d'un muon. Je vous ferai un article sur ce sujet très bientôt 😉 [Source : Wikipedia]

Mais il y a d'autres façons d'émettre des neutrinos. En particulier lors d'une explosion (en supernova par exemple), de la matière est éjectée dans le milieu interstellaire avec une vitesse proche de celle de la lumière. Cette matière se trouve sous une forme ionisée, on y trouve donc une majorité de protons libres et pleins d'énergie. Il y a donc beaucoup de collisions entre protons. Et l'interaction faible a son mot à dire dans cette histoire ... Voici les principaux processus de production de neutrinos lors d'une explosion :

p + p \rightarrow \pi^{\pm,0}

Cette première réaction consiste à créer ce que l'on appelle un pion qui est un meson composé de quark up et/ou down. Ce pion peut être neutre, chargé positivement ou chargé négativement. Cette particule est instable et se désintègre presque instantanément en d'autres particules. Je vous présente les canaux principaux de désintégration des 3 types de pion :

  • \pi^0 \rightarrow \gamma + \gamma : Le pion neutre est celui qui est le plus présent car sont temps de vie est long (il est plus stable que les deux autres). Il se désintègre principalement en deux photons de haute énergie (\sim 70 GeV dans le référentiel de la particule) et est donc à l'origine d'un rayonnement gamma.
  • \pi^+ \rightarrow \mu^+ + \nu_{\mu} et \pi^- + \rightarrow \mu^- + \nu_{\mu}^* : Les pions chargés sont ceux qui produisent des neutrinos, ces particules qui n’interagissent pas électromagnétiquement et qui peuvent voyager en ligne droite sur de très longues distances à l'instar de la lumière.

Les physiciens ont donc mené des recherches de neutrinos de haute énergie dans la bande GeV–EeV en utilisant les détecteurs ANTARES, IceCube et l'observatoire Pierre Auger. Ils n'ont trouvé aucune source coïncidente spatialement. Ceci serait en accord avec des modèles de gamma ray burst courts fortement désaxés venant ainsi corroborer les conclusions de Fermi/GBM.

 

J'espère vous avoir montré que l'annonce qui à été faite le 16 Octobre 2017 n'était pas seulement en faveur de la recherche en astronomie gravitationnelle mais bien pour toutes les astronomies possibles. On a vu à quel point l'utilisation stratégique des messagers de différentes catégories, ondes gravitationnelles, ondes électromagnétiques et neutrinos, nous ont permis de caractériser de manière précise la source mais pas que... Nous avons pu mesurer d'une manière différente la constante de Hubble avec un espoir d'obtenir des valeurs de plus en plus précises à l'avenir, nous avons montré que les systèmes binaires d'étoiles à neutrons sont une des sources de production d'éléments chimiques lourds, l'astronomie neutrinos est venue appuyer l'hypothèse d'un sursaut gamma court dont l'origine est la coalescence du système binaire. Au passage, cet événement nous montre également à quel point les différentes branches de la physiques sont liées et interdépendantes, d'ou la nécessité de travailler main dans la main.

Ouf ! J'ai fini de transpirer. J'espère que la lecture de cet article vous à plu (moi j'ai pris beaucoup de plaisir à l'écrire). Si vous avez des questions ou des commentaires, n'hésitez pas ! Et si vous souhaitez contribuer à l'entretien du site web, un petit don me ferait extrêmement plaisir ! 🙂

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