mars 2018 – WinStars 3

Mois : mars 2018

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Oumuamua, l’astéroïde venu d’ailleurs

1I/ʻOumuamua (à l’origine C/2017 U1 (PANSTARRS) puis A/2017 U1) est un petit corps interstellaire repéré le 19 octobre 2017 par le télescope Pan-STARRS 1 installé sur le Haleakalā, à Hawaï, alors qu’il se trouvait à 0,2 unité astronomique (30 millions de kilomètres) de la Terre. Il est le premier astéroïde détecté à avoir été identifié comme provenant d’en-dehors du Système solaire.

D’abord classé comme comète et désigné en conséquence C/2017 U1 (PANSTARRS), il a été reclassé parmi les planètes mineures une semaine plus tard et désigné en conséquence A/2017 U1. Le , il est formellement rangé dans la classe des objets interstellaires et, conformément à la nouvelle nomenclature établie à cette occasion, il reçoit la désignation permanente 1I et le nom ʻOumuamua.

C’est au cours d’une recherche d’objets proches de la Terre, sur des images réalisées le 19 octobre 2017 par le télescope PanSTARRS 1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System), que Robert Weryk, chercheur postdoctoral à l’institut d’astronomie d’Hawaï, a remarqué l’objet comme un point lumineux, se déplaçant devant les étoiles. Il a été le premier à le soumettre au Centre des planètes mineures de l’Union astronomique internationale.

Weryk a ensuite cherché dans les archives d’images Pan-STARRS et a remarqué qu’il se retrouvait également dans des images prises la nuit précédente (18 octobre 2017 11:59:51 TU), mais n’avait pas été initialement identifié par le processeur de traitement des objets en mouvement.

Oumuamua dans WinStars 3

Après sa découverte, l’UAI lui donne la désignation provisoire cométaire C/2017 U1 (PANSTARRS), le 25 octobre. Le même jour, à la suite d’observations du Très Grand Télescope (VLT) ne montrant aucune activité cométaire, l’objet est officiellement reclassifié comme planète mineure et voit en conséquence sa désignation révisée en A/2017 U1, conformément aux règles sur les désignations provisoires des comètes définies en 1995.

Le , il est formellement reclassifié comme « objet interstellaire » et, conformément à la nouvelle nomenclature établie à cette occasion, il reçoit la désignation permanente 1I et le nom ʻOumuamua. Les formes correctes pour désigner cet objet sont dès lors en conséquence 1I, 1I/2017 U1, 1I/ʻOumuamua et 1I/2017 U1 (ʻOumuamua).

Le nom, qui a été choisi par l’équipe du programme Pan-STARRS, est d’origine hawaïenne et signifie « éclaireur », le soldat qu’on envoie au front afin de repérer l’ennemi. Il peut également signifier un « messager ». « Ou » signifie « vouloir tendre la main » et « mua », avec le second « mua » qui met l’accent, signifie d’abord « en avance de ». Ce nom fait écho au fait qu’il s’agit du premier témoin d’un passé ou d’une frontière lointaine jusqu’ici inconnue. À noter que le premier caractère du nom n’est pas une apostrophe, mais un okina, caractère présent dans plusieurs langues notamment polynésiennes.

Sa trajectoire est franchement hyperbolique, avec une excentricité de 1,188, la plus élevée jamais relevée pour un objet situé dans notre Système solaire. Dans la mesure où les observations semblent indiquer l’absence de passage près des planètes, qui auraient pu augmenter son excentricité, il pourrait s’agir du premier objet interstellaire formellement identifié.

Le 20 novembre 2017, il est confirmé qu’il provient bien d’en-dehors du Système solaire : il devient ainsi le tout premier astéroïde détecté ayant une origine extrasolaire confirmée.

L’objet qui détenait le précédent record, la comète C/1980 E1 avec une excentricité de 1,057, était pour sa part passée près de Jupiter, qui avait propulsé la comète d’une orbite très excentrique mais liée vers cette trajectoire hyperbolique.

Une étude de modélisations publiée en 2018 conclut que les systèmes binaires stellaires sont très efficaces en termes d’éjection de corps rocheux et que, comme un grand nombre de ces systèmes binaires existent « Oumuamua provient très probablement d’un système binaire ». L’étude indique aussi qu’il est probable que 1I/’Oumuamua provienne d’un système relativement chaud car ceux-ci possèdent un plus grand nombre d’objets rocheux autour d’eux.

Source : wikipedia

Pour visualiser la position de 1I/’Oumuamua, merci de télécharger la dernière version du programme (3.0.22) et d’activer le module « Oumuamua ».

 

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Le signal GW150914 capté par LIGO

Avec la détection du signal GW150914 faite le 14 septembre 2015 à 9h 50 min 45s UTC, l’instrument LIGO observait pour la première fois une onde gravitationnelle.

Cet événement viendra confirmer les prédictions de la relativité générale concernant la fusion de deux trous noirs et constituera l’acte de naissance de l’astronomie gravitationnelle.

L’interféromètre LIGO 

Le signal provenait de l’hémisphère céleste sud, globalement dans la direction des nuages de Magellan (mais la source est située bien au-delà d’eux). Le signal a duré plus de 0,2 s, et a augmenté de fréquence et d’amplitude pendant environ huit cycles de 35 à 150 Hz Il a été décrit comme un « pépiement » (chirp en anglais) d’oiseau. La détection a été signalée dans les trois minutes qui ont suivi l’acquisition du signal via l’utilisation de méthodes de recherche à faible latence qui fournissent une première analyse rapide des données recueillies par les détecteurs. Le premier observateur à en avoir pris connaissance est un chercheur italien, Marco Drago, en post-doctorat à l’institut Max-Planck de physique gravitationnelle à Hanovre en Allemagne. On a d’abord cru que le signal n’était pas réel et qu’il s’agissait d’un signal test.


Le signal GW150914 détecté par LIGO

Une analyse statistique plus détaillée de la prise de données d’une période de seize jours collectées entre le 12 septembre et le 20 octobre 2015 a permis d’exclure que GW150914 provienne du bruit de l’expérience, avec une signification statistique de plus de 5,1 σ, soit un intervalle de confiance de 99.99998 %. Le signal a été vu à Livingston sept millisecondes avant qu’il ne soit vu à Hanford, ce qui est compatible avec un temps de propagation de l’onde gravitationnelle à la vitesse de la lumière entre les deux sites.

Au moment de l’événement, le détecteur d’ondes gravitationnelles Virgo (près de Pise en Italie) était à l’arrêt pour une amélioration de ses équipements ; s’il avait été opérationnel, il aurait probablement été assez sensible pour détecter le signal. GEO600 (près d’Hanovre en Allemagne) n’était pas assez sensible pour détecter le signal. Par conséquent, aucun de ces détecteurs n’a été capable de confirmer le signal mesuré par LIGO.

L’événement a eu lieu à une distance de luminosité de 410+160
−180 mégaparsecs (déterminé par l’amplitude du signal), ou 1,3 ± 0,6 milliard d’années-lumière, correspondant à un décalage vers le rouge cosmologique de 0,09+0,03−0,04 (intervalle de confiance de 90 %). L’analyse du signal au travers du décalage vers le rouge présumé a suggéré qu’il a été produit par la fusion de deux trous noirs avec des masses respectives de 36+5
−4 et 29±4 fois celle du Soleil, conduisant à un trou noir post-fusion de 62±4 masses solaires. Les énergies de 3,0 ± 0,5 masses solaires manquantes ont été rayonnées sous la forme d’ondes gravitationnelles, en accord avec l’équivalence masse–énergie.

Le pic d’énergie rayonnée par l’onde gravitationnelle, d’une puissance d’environ 3,6×1049 W était supérieur à la puissance lumineuse rayonnée par toutes les étoiles de l’univers observable. Kip Thorne a indiqué : « La puissance totale libérée dans les ondes gravitationnelles pendant la brève collision était cinquante fois plus grande que toute la puissance diffusée par toutes les étoiles de l’univers mises ensemble. »

Pendant la durée de 0,2 s du signal détectable, la vitesse tangentielle relative (orbitale) des trous noirs a augmenté de 30 % à 60 % de la vitesse de la lumière. La fréquence orbitale de 75 Hz (la moitié de la fréquence de l’onde gravitationnelle) signifie que les objets orbitaient l’un autour de l’autre à une distance de seulement 350 km avant qu’ils ne fusionnent. Ce rayon orbital proche implique que les objets doivent être des trous noirs, étant donné qu’aucun autre couple d’objets connu ayant ces masses ne peuvent orbiter si près l’un de l’autre avant de fusionner. Ainsi un couple trou noir-étoile à neutrons aurait-il fusionné à une fréquence plus basse ; l’étoile à neutrons la plus massive connue a deux masses solaires, et on a une limite supérieure théorique de trois masses solaires pour une étoile à neutrons stable, de sorte qu’un couple d’étoiles à neutrons n’aurait pas une masse suffisante pour expliquer la fusion à moins que des alternatives exotiques n’existent, comme les étoiles à bosons. Pour Thibault Damour — théoricien qui a prévu en 2000, en collaboration avec Alessandra Buonanno, les effets du signal qui a été observé — l’importance de cette observation tient à ce que c’est « la première fois qu’on a une preuve directe de l’existence de trous noirs, et surtout que deux trous noirs peuvent fusionner […] Ça c’est encore plus important. Ça mérite un prix Nobel surtout pour la découverte des deux trous noirs ».

La décroissance de la forme d’onde après avoir atteint un sommet était compatible avec les oscillations amorties de la détente d’un trou noir vers une configuration de fusion finale. Bien que le mouvement de tournoiement puisse être bien décrit à partir de l’analyse du signal, l’étape de fusion dans le régime de fort champ gravitationnel peut uniquement être résolue dans le cas général par des simulations à grande échelle.

L’objet post-fusion est supposé être un trou noir de Kerr (c’est-à-dire en rotation) avec un paramètre de spin de 0,67.

L’annonce de la détection a été faite le 11 février 2016 lors d’une conférence de presse à Washington, D.C. par David Reitze, le directeur général de LIGO, accompagné de spécialistes tels que Gabriela González de l’Université de Louisiane, Rainer Weiss du MIT et Kip Thorne de Caltech. D’autres conférences de presse ont eu lieu simultanément dans le monde, comme à EGO, Cascina en Italie, et au siège du CNRS à Paris.

L’article de l’annonce initiale a été publié pendant la conférence de presse dans Physical Review Letters, accompagné d’autres articles publiés peu de temps après ou disponibles immédiatement en pré-impression. Le choix de publier les résultats dans Physical Review Letters plutôt que dans Nature ou Science a été décidé par le LIGO au cours d’un vote.

En mai 2016, la collaboration dans son ensemble, et en particulier, Ronald Drever, Kip Thorne et Rainer Weiss, ont reçu le prix de physique fondamentale pour l’observation des ondes gravitationnelles. Drever, Thorne, Weiss et l’équipe LIGO ont également reçu le prix Peter-Gruber de cosmologie. Drever, Thorne et Weiss ont aussi été récompensés par le prix Shaw 2016 en astronomie et par le prix Kavli 2016 en astrophysique. Barish a été récompensé par le prix Enrico Fermi 2016 de la Société italienne de physique ) (Società Italiana di Fisica). En janvier 2017, la porte-parole de LIGO, Gabriela González, et l’équipe LIGO ont reçu le prix Bruno Rossi 2017.

En 2017, le prix Nobel de physique a été décerné à Rainer Weiss, Barry Barish et Kip Thorne « pour leurs contributions décisives au détecteur LIGO et à l’observation des ondes gravitationnelles ».


Localisation du signal GW150914 (activer le module “Ligo” dans WinStars)

Source: wikipedia

Pour aller plus loin :

  • L’article publié dans le Physical Review Letter : https://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.116.061102
  • Gravitation et Cosmologie, S. Weinberg
  • General Relativity – An introduction for Physicists, M.P. Hobson, G.P.  Efstathiou et A.N. Lasenby
  • Basic Relativity, R. Mould
  • Relativity – Special, General and Cosmological, W. Rindler
  • Gravitation, C.W. Misner, K.S. Thorne et J.A. Wheeler