Particule de matière noire

et aussi - par Mikhail Shaposhnikov dans mensuel n°402 daté novembre 2006 à la page 40 (1502 mots) | Gratuit
L'existence d'une classe spécifique de neutrinos, dits stériles, permettrait de résoudre de nombreuses énigmes astrophysiques. Pour certains modèles, ils pourraient même porter 23 % de l'énergie de l'Univers.

Les physiciens du Fermilab, près de Chicago, ont promis de publier cet automne les résultats de leur expérience MiniBoone [1] . Ils sont attendus avec impatience car ils pourraient trancher une controverse de presque quarante ans : existe-t-il dans l'Univers une particule inconnue appelée « neutrino stérile » ?

Le Modèle standard de la physique des particules ne mentionne pas son existence. Seuls sont prévus trois types de neutrinos, chacun étant associé à un lepton particulier électron, muon, tau. Ces neutrinos constituent une exception dans le monde des particules. Contrairement à toutes les autres, ils ne sont observés que dans un état spécifique, dit d'hélicité gauche : leur spin pointe toujours dans la direction opposée à leur mouvement.

Quand, dans les années 1960, Sheldon Glashow, Abdus Salam et Steven Weinberg ont mis au point le Modèle standard, les neutrinos d'hélicité droite n'étaient pas évoqués, car seule une particule massive peut être représentée par deux états d'hélicité opposés. Or, d'après le Modèle standard, les neutrinos n'avaient pas de masse.

Malgré cela, en 1967, l'Italien Bruno Pontecorvo, alors en URSS, a imaginé ces neutrinos droits, en les surnommant « stériles » car, selon son hypothèse, ils interagissent encore moins que leurs congénères gauches avec la matière ordinaire à travers la force nucléaire faible [2] .

La situation est très différente de nos jours. Il a été démontré que les neutrinos ordinaires ont une masse, car seules des particules massives peuvent osciller, c'est-à-dire se transformer d'un type à l'autre. Cette oscillation a été vérifiée dans les expériences portant aussi bien sur les neutrinos que nous recevons du coeur du Soleil que ceux issus des désintégrations de particules dans l'atmosphère terrestre ou ceux provenant d'accélérateurs ou de réacteurs nucléaires. C'est l'un des meilleurs arguments en faveur de l'existence d'une physique au-delà du Modèle standard.

Modèle standard en panne
Ce n'est pas le seul. D'autres observations, provenant de la cosmologie, vont dans le même sens. Le Modèle standard n'explique ni la présence de matière noire ni l'asymétrie entre la matière et l'antimatière dans l'Univers lire : « Retrouvera-t-on l'antimatière ? », p. 31. Aucune des particules présentes dans le Modèle ne peut rendre compte de la phase d'inflation qu'aurait connue l'Univers juste après le Big Bang, ni de l'expansion accélérée de l'espace observée actuellement.

Le Modèle standard est donc à revoir. Les neutrinos ordinaires ayant une masse, il n'y a plus de raison d'exclure a priori l'existence des neutrinos stériles. C'est pourquoi de nombreux physiciens s'interrogent sur leurs éventuelles propriétés.

Mais quand il s'agit d'estimer leurs masses, les avis divergent. Il faut dire que l'exercice n'est pas aisé, car aucun principe physique ne fixe leurs valeurs. Selon les différentes hypothèses, les masses des éventuels neutrinos stériles s'échelonnent d'une fraction d'électronvolts * à plus de 1015 milliards d'électronvolts.

Beaucoup de physiciens pensent que les masses des neutrinos stériles doivent se situer dans la partie haute des estimations, c'est-à-dire au moins 108 milliards d'électronvolts. Ils seraient alors beaucoup trop lourds pour être observés directement dans n'importe quelle expérience de physique des particules. Toutefois, ils marqueraient de leur empreinte la physique à basse énergie car, en les incluant dans les modèles, ils forceraient les neutrinos ordinaires à avoir de petites masses et à osciller, ce qu'on observe expérimentalement.

Il est aussi possible que les neutrinos stériles soient légers. Ils seraient alors produits dans différentes expériences. Cependant, leur détection serait difficile étant donné qu'ils ne possèdent pas de charge électrique et que leurs possibilités d'interactions avec la matière ordinaire sont très faibles, bien que plus importantes que leurs effets gravitationnels.

Forcément stérile
En 1995, l'expérience Liquid Scintillator Neutrino Detector LSND à Los Alamos, au Nouveau-Mexique, a annoncé avoir observé une oscillation de neutrinos en mesurant l'apparition d'antineutrinos électroniques dans un faisceau d'antineutrinos muoniques et celle de neutrinos électroniques parmi des neutrinos muoniques. Des événements si bizarres qu'en publiant leurs résultats définitifs les physiciens ont choisi de ne parler que de la première oscillation [3] . D'après eux, la différence entre les carrés des masses des neutrinos doit être de l'ordre de 1 eV2, bien loin de celle observée avec les neutrinos solaires 0,00008 eV2 ou atmosphériques 0,0025 eV2. Si le résultat de LSND est correct, cette différence de résultat implique que le détecteur de Los Alamos aurait observé au moins un type supplémentaire de neutrinos légers. Il serait forcément stérile puisque les physiciens du CERN, à Genève, ont montré qu'il n'existe que trois types de neutrinos ordinaires légers.

Depuis dix ans, la controverse bat son plein. De nombreuses expériences ont tenté de rechercher l'oscillation évoquée par LSND. Sans résultat. Seule MiniBoone est encore active sur le sujet. Mais la publication de ses résultats se fait attendre. S'ils sont positifs, il sera nécessaire de réviser nos idées sur la physique des particules. Par exemple, le neutrino stérile de LSND semble être en conflit avec le contenu de l'Univers en éléments légers. Or les modèles décrivant la nucléosynthèse primordiale prédisent correctement les différents taux d'hélium, de deutérium et de lithium produits quelques secondes après le Big Bang et observés dans l'Univers lire : « Invisible témoin du Big Bang », p. 43. Il est en outre très difficile d'expliquer la totalité des expériences sur les neutrinos par l'ajout d'un seul neutrino stérile léger.

À l'École polytechnique fédérale de Lausanne, avec Takehiko Asaka, nous avons montré que l'existence de trois neutrinos stériles légers, aux caractéristiques différentes de celui de LSND, permet de décrire certains phénomènes que le Modèle standard n'explique pas, tels que la masse et l'oscillation des neutrinos ordinaires [4] . De plus, si deux des neutrinos stériles ont des masses presque égales et de l'ordre du milliard d'électronvolts, ils peuvent être à l'origine de l'asymétrie baryonique de l'Univers.

Détectable en X
Le troisième neutrino, quant à lui, peut être le constituant de la matière noire, dont l'existence est une des grandes énigmes astrophysiques depuis plus de soixante-dix ans. L'idée a été proposée dès 1994 par Scott Dodelson, du laboratoire Fermilab, près de Chicago, et Lawrence Widrow, de la Queen's University. Sa masse serait de l'ordre du kiloélectronvolt, et sa durée de vie plus grande que celle de l'Univers. Selon le même processus qu'Alvaro de Rujula, alors au MIT, et Sheldon Glashow, alors à l'université Harvard, ont suggéré pour les neutrinos ordinaires en 1980, ce neutrino stérile léger serait détectable à travers sa désintégration en un neutrino ordinaire et un photon de haute énergie. Cette réaction produirait des rayons X, observables dans les directions où la matière noire est concentrée. Les meilleurs émetteurs de cette lumière, dont la fréquence égale 1,5 x 1013 MHz pour un neutrino stérile de 20 kiloélectronvolts, sont des galaxies satellites naines, qui contiennent proportionnellement plus de matière noire que leurs congénères plus grandes ou que les amas de galaxies.

Les moyens d'observation existent. Deux observatoires spatiaux de rayons X sont en ce moment en activité. Il s'agit de l'américain Chandra et l'européen XMM-Newton. Mais aucun des deux n'a entrepris de recherche systématique dans ce but.

Mesures indirectes
Cependant, même si la masse des neutrinos stériles n'est pas directement mesurable, certaines observations restreignent les possibilités. Par exemple, les données déjà recueillies sur les rayons X émis par les amas de galaxies de Virgo ou de Coma, ou sur des galaxies telles que le Grand Nuage de Magellan ou notre Voie lactée, précisent la relation existant entre la masse de ce neutrino stérile et l'intensité de ses interactions avec les neutrinos ordinaires. De même, une relation entre masse et vitesse des neutrinos stériles est tirée de l'analyse de la lumière émise par des quasars lointains et traversant des nuages intergalactiques. Côté modèles, certains prédisent que les différentes masses des neutrinos stériles influenceraient différemment les grandes structures de l'Univers, à petite ou grande échelle. Enfin, nous venons de montrer que l'existence de nos trois neutrinos stériles aurait des répercussions sur la phase d'inflation qu'a connue l'Univers environ 10-35 seconde après le Big Bang [5] .

L'éventail des possibilités étant très large, il est tentant de rendre compte de phénomènes incompris en inventant des particules aux propriétés adéquates. Ce n'est pas nouveau dans l'histoire de la physique. C'était déjà la démarche de Wolfgang Pauli quand il a inventé les neutrinos en 1930.

Les neutrinos stériles légers pourraient ainsi expliquer la matière noire et l'asymétrie matière-

antimatière. Malheureusement, aucune expérience de physique des particules effectuée jusqu'à

maintenant n'a exploré la gamme d'énergie dans laquelle on pourrait les déceler. Ce n'est

donc pas une surprise s'ils n'ont pas encore été découverts.

W en deux mots W Les neutrinos sont décidément prolifiques : en plus des trois types déjà détectés, il pourrait en exister d'autres, dont les capacités d'interaction avec la matière seraient encore plus faibles. L'existence de ces neutrinos « stériles », dont une seule expérience a cru voir la trace en 1995, reste très controversée. Ils seraient pourtant de bons candidats pour constituer la mystérieuse matière noire que les astrophysiciens traquent depuis plus de soixante-dix ans.

Par Mikhail Shaposhnikov

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Une supernova

Si le noyau de fer au centre d’une supergéante est incapable de produire de l’énergie par réactions nucléaires, il doit en créer par contraction, en transformant son énergie gravitationnelle. C’est donc un effondrement final de l’ensemble de l’étoile qui commence.

Comme nous allons le voir plus loin, l’étoile va alors subir un ensemble de réactions qui vont transformer toute la matière de son noyau en neutrons. Ces particules donnent naissance à une nouvelle pression de dégénérescence qui stoppe la contraction du noyau et rend celui-ci très rigide.

Mais les autres couches de l’étoile sont toujours en train de s’effondrer. Elles atteignent la surface du noyau incompressible, s’y écrasent très violemment et rebondissent. Apparaît alors une formidable onde de choc qui va s’éloigner du noyau stellaire et tout balayer sur son passage.

L’enveloppe de l’étoile est complètement soufflée. Sa matière est éjectée vers le milieu interstellaire à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Du fait de l’incroyable quantité d’énergie libérée, l’étoile se met à briller comme 200 millions de soleils, parfois autant qu’une galaxie tout entière. Une supernova vient de naître.

La nébuleuse du crabe (Messier 1) à 6000 années-lumière. Il s’agit du résidu d’une explosion de supernova observée depuis la Terre en 1054. Au centre se trouve une étoile à neutrons qui tourne sur elle-même 30 fois par seconde.

Des supernovae historiques

Une étoile qui se met à briller autant qu’une galaxie, cela ne passe évidemment pas inaperçu. Une supernova qui exploserait dans le voisinage du Soleil aurait une luminosité apparente si grande qu’elle serait visible en plein jour. Ainsi l’histoire de l’astronomie garde la trace d’une dizaine de supernovae historiques enregistrées, la première mention remontant à l’an 185 de notre ère dans les annales chinoises.

En particulier, les Chinois observèrent en 1054 dans la constellation du Taureau une supernova qui resta visible en plein jour pendant trois semaines. A l’endroit précis qu’ils indiquent, se trouve aujourd’hui la nébuleuse du Crabe, un nuage de gaz et de poussières situé à 6000 années-lumière du Soleil et formé des restes de l’enveloppe déchirée par la supernova de 1054.

C’est dans les contrées asiatiques que l’on trouve les traces historiques les plus anciennes. Les Européens, qui observèrent probablement ces mêmes phénomènes, préférèrent fermer les yeux sur des apparitions qui remettait en cause l’immuabilité des cieux prônée par Aristote. Les deux premières supernovae officiellement observées en Occident furent celles de Tycho Brahe en 1572 et de Johannes Kepler en 1604.

Supernova de Tycho Brahe

Le résidu de la supernova observée par Tycho Brahe en 1572. Cette image a été prise en 2000 par le satellite XMM-Newton dans les rayons X.

Ces deux supernovae historiques jouèrent un rôle important dans le développement de l’astronomie car elles apparurent à une époque où les esprits étaient plus ouverts. Elles montrèrent aux astronomes de l’époque que les cieux n’étaient pas immuables et que la distinction entre le monde sublunaire et les corps célestes n’était que pure fantaisie. Depuis cette époque, près d’un millier de supernovae ont été observées.

Deux types de supernovae

Remarquons encore que toutes les supernovae ne s’expliquent pas par l’effondrement d’une étoile massive. Certaines se produisent pour des raisons un peu différentes, au sein d’une étoile binaire. C’est par exemple le cas dans un couple stellaire composé d’une naine blanche et d’une étoile géante.

Si les deux étoiles du couple sont suffisamment proches, la géante peut perdre ses couches externes, qui sont transférées vers la naine et créent un disque d’accrétion autour d’elle. Ce disque va peu à peu alimenter la naine en masse jusqu’à lui faire dépasser la limite de Chandrasekhar. La naine ne peut plus résister à la gravité et elle commence à s’effondrer. Ceci provoque l’ignition de l’étoile, puis, du fait de la nature particulière des naines blanches, conduit à l’explosion et la désintégration de l’astre.

Le résultat est finalement une formidable explosion et une très forte augmentation de la luminosité. Observé de loin, le phénomène est très similaire à celui qui accompagne l’effondrement d’une étoile massive. Pour faire la distinction, on parle alors de supernova de type I, par opposition à celles de type II qui sont le fruit d’un effondrement classique.

Attention à ne pas confondre ce type de supernova avec une nova, qui n’est qu’une explosion à la surface d’une naine blanche, un phénomène beaucoup moins puissant et destructeur.

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Paris, 09 septembre 2015
Planètes : les « Jupiters chauds » se seraient formés très rapidement

Vingt ans après leur découverte, les « Jupiters chauds », ces planètes géantes gazeuses tournant de façon très rapprochée autour de leur étoile, restent encore des objets énigmatiques. En utilisant le spectro-polarimètre ESPaDOnS du Télescope Canada-France-Hawaii, une équipe internationale d'astrophysiciens menée par Jean-François Donati (CNRS) vient de montrer que ces corps pourraient ne mettre que quelques millions d'années à se rapprocher de leur étoile tout juste formée. Cette découverte devrait nous aider à mieux comprendre comment les systèmes planétaires, similaires ou différents de notre système solaire, se forment et évoluent au cours de leur existence. Elle est publiée le 9 septembre 2015 dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) et en accès libre sur le site ArXiv.
Dans le système solaire, les planètes rocheuses, comme la Terre et Mars, occupent les régions proches du Soleil, alors que les planètes géantes et gazeuses, comme Jupiter ou Saturne, sont plus éloignées. D'où la surprise de Michel Mayor et Didier Queloz lorsqu'ils découvrent, il y a exactement vingt ans, la toute première exoplanète : celle-ci est en effet une planète géante gazeuse similaire à Jupiter, mais tournant autour de son étoile vingt fois plus près que la Terre autour du Soleil.

Depuis, les astronomes ont montré que ces futurs « Jupiters chauds » se forment en périphérie du disque protoplanétaire, le nuage qui donne naissance à l'étoile centrale et aux planètes environnantes, avant de migrer à l'intérieur. C'est lorsqu'elles se rapprochent ensuite au plus près de leur étoile que ces planètes géantes gazeuses se réchauffent et deviennent des Jupiters chauds - au contraire de notre Jupiter, planète géante « froide », environ 5 fois plus éloignée du Soleil que la Terre.  Mais quand ces Jupiter chauds se rapprochent-ils de leur étoile ? Les astronomes imaginaient jusqu'ici deux théories possibles : ce processus peut se produire dans une phase très précoce, alors que les jeunes planètes s'alimentent encore au sein du disque originel, ou bien plus tardivement, une fois que de nombreuses planètes ont été formées et interagissent en une chorégraphie si instable que certaines d'entre elles se retrouvent propulsées au voisinage immédiat de l'étoile centrale.

Une équipe internationale d'astrophysiciens, comprenant plusieurs chercheurs français et menée par Jean-François Donati, de l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP, CNRS/Université Toulouse III-Paul Sabatier)1, viendrait de montrer que le premier scénario était une réalité. Avec ESPaDOnS, le spectropolarimètre construit par les équipes de l'IRAP pour le télescope Canada-France-Hawaï (CFHT2), ils ont observé des étoiles en formation au sein d'une pouponnière stellaire située à environ 450 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Taureau. L'une d'elles, V830 Tau, montre des signatures similaires à celles causées par une planète 1.4 fois plus massive que Jupiter, mais sur une orbite 15 fois plus proche de l'étoile que la Terre ne l'est du Soleil. Cette découverte suggère que les Jupiters chauds peuvent être extrêmement jeunes et potentiellement bien plus fréquents autour des étoiles en formation qu'au voisinage d'étoiles adultes comme le Soleil.

Les étoiles jeunes abritent des trésors d'information sur la formation des planètes. Leur activité et leur champ magnétique très intenses les couvrent de taches des centaines de fois plus grosses que celles du Soleil. Elles engendrent donc dans leur spectre des perturbations d'amplitude bien plus importantes que celles causées par des planètes qui deviennent du coup beaucoup plus difficiles à détecter, même dans le cas des Jupiters chauds. Pour aborder ce problème, l'équipe a entrepris le programme d'observation MaTYSSE3 dans le but de cartographier la surface de ces étoiles et de détecter d'éventuels Jupiters chauds.

En suivant ces étoiles au cours de leur rotation et par le biais de techniques tomographiques inspirées de l'imagerie médicale, il est possible de reconstruire la distribution des taches sombres et brillantes, ainsi que la topologie du champ magnétique, à la surface des étoiles jeunes. Cette modélisation rend également possible la correction des effets perturbateurs de l'activité et la détection d'éventuels Jupiters chauds. Dans le cas de V830 Tau, les auteurs sont parvenus à découvrir, grâce à cette nouvelle technique, un signal enfoui suggérant la présence d'une planète géante. Même si de nouvelles données sont nécessaires pour valider la détection, ce premier résultat prometteur démontre clairement que la méthode proposée peut nous fournir les clés de l'énigme de la formation des Jupiters chauds.

SPIRou, le nouvel instrument que les équipes de l'IRAP construisent en ce moment pour le TCFH et dont la première lumière est prévue pour 2017, permettra de repousser encore les limites de la méthode, grâce à sa capacité à observer dans l'infrarouge - domaine dans lequel les étoiles jeunes sont beaucoup plus brillantes. Grâce à lui, la formation des étoiles et des planètes pourra être explorée encore plus finement.

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Paris, 24 juin 2004
Le chaos et Mercure

La période de rotation de Mercure a été découverte par des observations avec le radiotélescope d'Arecibo en 1965. Mercure n'est pas dans une rotation synchrone autour du Soleil (comme la Lune autour de la Terre), mais en résonance spin-orbite 3/2, c'est-à-dire qu'elle effectue 3 tours sur elle-même (spin) pendant 2 révolutions (orbites) autour du Soleil. Cet état est stable, mais aucune explication satisfaisante n'avait pu être donnée jusqu'à présent pour expliquer comment la capture de Mercure dans cette résonance avait eu lieu. Des chercheurs de l'IMCCE (Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides : UMR CNRS, Observatoire de Paris) viennent de montrer que si le mouvement chaotique de l'orbite de Mercure est pris en compte, la capture de Mercure dans la résonance spin-orbite 3/2 devient l'état final le plus probable pour cette planète. Ce résultat est publié dans la revue Nature du 24 juin.
ou comment Mercure a été capturée en résonance 3/2 (3 tours sur elle-même en 2 révolutions) grâce au mouvement chaotique de son orbite
Depuis la découverte de la résonance 3/2 de Mercure en 1965, il est admis que la planète a été capturée en résonance alors que sa rotation ralentissait, sous l'effet de la friction de marée due au Soleil. Cette capture est  facilitée par la grande excentricité de l'orbite de Mercure, mais en utilisant la valeur actuelle de cette excentricité (0,206), ou les modèles de son évolution dont disposaient les astronomes à cette époque, la probabilité de capture en résonance restait très faible (entre 7% et 4%). XML CODE REMOVED
 
Il y a une dizaine d'années, Jacques Laskar (IMCCE/CNRS) a montré que le mouvement du Système solaire est chaotique, ce qui limite la possibilité de prédire l'évolution future ou passée des orbites au-delà de quelques dizaines de millions d'années. Une autre conséquence de ce mouvement chaotique est d'induire des variations plus importantes que ce qui était supposé jusqu'alors de l'excentricité des planètes, et en particulier de Mercure. Comme la dissipation par friction de marée amène la rotation de Mercure vers une période limite qui dépend de l'excentricité de la planète, on aura donc aussi une plus forte variation de celle-ci.
 
 La nature chaotique des orbites rend nécessaire une étude probabiliste du problème, et pour obtenir la distribution de l'excentricité de Mercure dans le passé, Jacques Laskar et Alexandre Correia ont calculé 1000 orbites de l'ensemble des planètes du Système solaire sur 4 milliards d'années dans le passé, avec des conditions initiales très voisines. Pour ce faire, ils ont utilisé pendant plusieurs mois les ordinateurs de l'Observatoire de Paris et de l'IDRIS (Institut du Développement et des Ressources en Informatique Scientifique, centre de calcul du CNRS). La différence principale avec les solutions plus anciennes, est que l'excentricité de Mercure peut dépasser la valeur critique e_3/2=0,285, permettant des captures supplémentaires dans la résonance 3/2.
Contrairement à ce qui était supposé précédemment, la capture n'a pas forcément lieu au moment de la première traversée de la résonance, alors que la rotation de la planète ralentit à cause de la friction de marée. Comme l'excentricité de Mercure évolue sous l'influence des perturbations gravitationnelles des autres planètes du Système solaire, la valeur limite de la période de rotation de la planète change, et dépasse la valeur résonante 3/2, donnant lieu à de nouvelles possibilités de capture en résonance. Même si la probabilité de capture à chaque traversée est faible, l'existence de multiples passages va augmenter considérablement la probabilité totale de capture dans la résonance 3/2 au cours de la vie de la planète.
 
Grâce à leurs simulations numériques extensives, les chercheurs ont montré que la capture de Mercure dans la résonance spin-orbite 3/2 est en fait l'état final le plus probable pour cette planète avec 55,4 % de chances de se produire. Les autres possibilités sont la capture dans la résonance 1/1 (2,2 %) (comme pour le système Terre-Lune), la capture dans la résonance 2/1 (3,6 %), ou l'absence de capture (38,8 %). La capture temporaire dans des résonances d'ordre plus élevé (5/2 ou 3/1 par exemple) est possible, mais aucune de ces résonances ne subsiste pendant toute la durée de l'intégration, car ces résonances sont déstabilisées quand l'excentricité de Mercure diminue (ici encore par diffusion chaotique), vers des valeurs très faibles.
 
La même équipe de chercheurs avait déjà montré que la rotation rétrograde de Vénus s'explique naturellement par les différents effets dissipatifs en jeu et la présence d'une zone chaotique importante, résultant de l'influence des perturbations planétaires (site web : http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/Venus/venus0.html).

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