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La dynamique « agitée »
des anneaux miniatures du Système solaire

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Communiqué de presse

La dynamique « agitée »
des anneaux miniatures du Système solaire

– Sous embargo jusqu’au 19 novembre 2018, 17h CET -
Récemment découverts autour de petits corps, les deux mini anneaux du Système solaire présentent une dynamique totalement originale. Décryptée dans une Lettre de Nature Astronomy en date du 19 novembre 2018, celle-ci a fait l’objet d’une étude scientifique menée par un astrophysicien de l’Observatoire de Paris – PSL, professeur à Sorbonne Université au Laboratoire d’études spatiales et d’instrumentation en astrophysique - LESIA (Observatoire de Paris - PSL / CNRS / Sorbonne Université / Université Paris Diderot).

Jusqu’en 2013, seuls étaient connus les anneaux ceinturant les planètes géantes, les plus spectaculaires d’entre eux étant bien sûr ceux de Saturne. Non sans surprise, les astronomes ont d’abord découvert des anneaux denses autour de Chariklo, un astéroïde de type Centaure, d’environ 250 km de diamètre, orbitant entre Saturne et Uranus. Bis repetita en 2017 : cette fois autour de Haumea, une planète naine, actuellement située à plus de 50 unités astronomiques du Soleil et connue pour être l’un des plus gros objets transneptuniens, avec une forme de cigare dont le grand-axe fait environ 2 300 km.

Au-delà de leur curiosité scientifique, ces anneaux offrent aux astronomes un terrain d’étude complètement inédit pour explorer plus finement les lois de la dynamique céleste à l’œuvre dans le Système solaire. Dirigée par Bruno Sicardy, découvreur des deux mini anneaux, l’équipe scientifique a donc mené une étude théorique. Ses conclusions montrent de grandes différences avec ce que l’on connaît déjà des planètes géantes caractérisées par une morphologie très régulière.
Les irrégularités de ces petits corps – par exemple, une topographie particulière modelée de cratères ou de montagnes, ou une forme extrêmement allongée à l’instar de Haumea - jouent un rôle important sur l’évolution de leurs anneaux. Ces déformations créent une forte interaction entre le corps céleste et ses anneaux, via des phénomènes dits de « résonances ». Le disque est ainsi le terrain d’un processus de migration des particules.
La migration s’opère avec différents scénarios, selon la position des particules : à l’intérieur ou à l’extérieur de l’orbite synchrone1 de l’objet. L’étude montre ainsi que sur Chariklo par exemple, une montagne d’à peine 5 km d’altitude peut causer la chute des particules sur le corps si celles-ci se trouvent initialement à l’intérieur de l’orbite synchrone ; au contraire, elle les repousse vers les zones externes, si elles sont à l’extérieur de cette orbite.
1 Cette orbite - appelée géostationnaire dans le cas de la Terre - correspond au fait que la particule tourne autour du corps dans le même temps que ce dernier effectue une rotation sur lui-même.
Observatoire de Paris - PSL • 61 avenue de l’Observatoire • 75014 Paris • France www.observatoiredeparis.psl.eu
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Culture scientifique

Contacts chercheurs
Observatoire de Paris - PSL
Bruno Sicardy
Professeur des Universités SU, LESIA
+33 (0) 1 45 07 75 15 bruno.sicardy@obspm.fr
Françoise Roques
Astronome de l’Observatoire de Paris
LESIA
+33 (0) 1 45 07 75 08 francoise.roques@obspm.fr
Josselin Desmars Post-doc ERC Lucky Star, Observatoire de Paris LESIA
+33 (0) 1 45 07 74 92
Stefan Renner
Maître de Conférences Lille-I Observatoire de Paris
IMCCE et Univ. Lille-I
+33 (0) 3 59 31 29 32 stefan.renner@univ-lillle1.fr

Contact presse
Observatoire de Paris - PSL
Frédérique Auffret
+33 (0) 1 40 51 20 29
+33 (0) 6 22 70 16 44 presse.communication@obspm.fr
Surprenant également : ce processus intervient sur le million d’années, c’est-à-dire sur des échelles de temps très courtes, comparées à l’âge du Système solaire, environ 4 500 millions d’années. Si l’on prend en compte les formes allongées de Haumea ou de Chariklo, ces échelles de temps sont encore plus courtes : quelques années seulement, un « instantané » aux échelles de temps cosmiques.
« Ce mécanisme, tel que l’étude le met en évidence, ouvre un champ d’hypothèses nouvelles pour comprendre d’autres situations dans le Système solaire » souligne Bruno Sicardy, premier auteur de l’article. Transposé, il pourrait par exemple aider à expliquer la formation de satellites autour des petits corps. Ainsi un astéroïde ou un objet transneptunien, après avoir subi un impact, pourrait avoir eu son disque initial repoussé au-delà d’une zone (baptisée « limite de roche ») où les effets de marée exercées par le corps, devenant suffisamment faibles, rendent possible l’agglomération du disque sous forme de satellites. D’autres applications sont possibles : comprendre la chaîne de montagnes qui ceinture l’équateur de Japet – un satellite de Saturne –. Elle pourrait être due à la chute d’un ancien anneau qui se serait accumulé sur ce corps.

En tout état de cause, les chercheurs disposent désormais d’un nouvel environnement fourni par la nature, et très différent des planètes géantes, pour mieux comprendre l’évolution des anneaux en général.
Image
Crédit : Rodrigo Leiva, Dpt of Space Sudies, Southwest Research Institute, Boulder
Observatoire de Paris - PSL • 61 avenue de l’Observatoire • 75014 Paris • France www.observatoiredeparis.psl.eu
Légende :
Résultat d’une intégration numérique montrant l’évolution d’environ 700 particules orbitant autour d’un corps allongé de taille et forme similaires à Chariklo (un ellipsoïde d’axes principaux 314 x 278 x 172 km). Les particules sont soumises à une force dissipative qui simule l’effet des collisions.
Après 3 mois (image du haut) la plupart des particules à l’intérieur de l’orbite synchrone (à 190 km du centre de Chariklo) sont tombées sur le corps.
Après une année (image du milieu), toute la zone interne a été vidée,
Après douze ans (image du bas), les particules continuent leur migration vers les zones externes.

Référence
Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé «
B. Sicardy et.al., à paraître le 19 novembre 2018 dans la Lettre Nature Astronomy.
. Ils sont le fruit d’une collaboration internationale comprenant quatre chercheurs français: B. Sicardy (Professeur Sorbonne Université, chercheur à l’Observatoire de Paris – PSL), S. Renner (Maître de Conférences Lille-I, chercheur associé à l’Observatoire de Paris - PSL), F. Roques (astronome de l’Observatoire de Paris – PSL), J. Desmars (post-doc Lucky Star, Observatoire de Paris – PSL), ainsi que trois chercheurs étrangers : R. Leiva, M. El Moutamid et P. Santos-Sanz
Pour en savoir plus
Sur la découverte des anneaux de Chariklo, voir le communiqué de presse du 25 mars 2014 :
https://www.obspm.fr/decouverte-inattendue-d.html
Sur la découverte de l’anneau de Haumea, voir le communiqué de presse du 11 octobre 2017 :
https://www.obspm.fr/premiere-detection-d-un.html
Lien vers le Conseil européen de la recherche (ERC) :
https://erc.europa.eu/projects-figures/stories/haumea-dwarf-planet-reveals-its-ring

 

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1 - La gravité quantique à boucles en 5 questions

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 La gravité quantique à boucles en 5 questions

Bernard Romney dans mensuel 458
daté décembre 2011 -

En quelques années, la théorie de la gravité quantique à boucles, qui cherche à quantifier la gravitation, a changé de statut et gagné une certaine maturité. Quels sont les fondements de cette théorie ?
F in mai 2011, Madrid accueille une communauté particulière de physiciens : tous les spécialistes de la « gravité quantique à boucles » s'y réunissent pour célébrer les 25 ans de l'article fondateur de cette théorie. Dans son allocution, l'auteur de cette publication, le physicien d'origine indienne Abhay Ashtekar, dépeint l'essor actuel de cette approche théorique, notamment en cosmologie. On est donc loin de la théorie longtemps considérée comme exotique, n'intéressant que quelques théoriciens travaillant à une reformulation mathématique de la loi de la gravitation.
Aujourd'hui, ce modèle de quantification de l'espace-temps est cohérent et a acquis une nouvelle assise. Tout tourne autour de l'idée que l'espace n'est plus continu mais formé de petits grains élémentaires. Bien sûr, cette théorie, très difficile à tester, est encore spéculative. Mais décrire la structure intime de l'espace-temps, comme passer « de l'autre coté du Big Bang » motive toute cette communauté de physiciens. « Les boucles » ont passé un cap : c'est donc l'occasion d'en expliquer les fondements.

1 Quels sont les objectifs de cette théorie ?
Imaginée à partir du milieu des années 1980, la gravité quantique à boucles est une théorie qui, comme son nom l'indique, cherche à quantifier la gravité, et tente ainsi de répondre à l'une des questions clés de la physique actuelle. En effet, le début du XXe siècle a vu l'émergence des deux théories de la physique contemporaine. La mécanique quantique qui décrit les propriétés de l'infiniment petit : molécules, atomes, particules élémentaires... Et la relativité générale, théorie relativiste de la gravitation, qui décrit l'Univers à grande échelle. Dans leurs domaines respectifs, ces deux théories font des merveilles. Pour autant, elles sont totalement incompatibles, et conduisent à deux représentations du monde radicalement différentes. D'un côté, des phénomènes quantiques aléatoires, incertains et discontinus, ayant cours dans l'espace-temps parfaitement plat et figé de la microphysique. De l'autre l'espace-temps courbe et dynamique, mais parfaitement lisse et continu de la relativité générale.
Exigence conceptuelle donc, mais pas seulement. En effet, si elles sont peu nombreuses, certaines questions, comme le début de l'Univers ou la fin de vie d'un trou noir, requièrent, pour être abordées dans leur intégralité, une théorie à même de rendre compte de situations où les effets gravitationnels se font sentir à l'échelle microscopique. Ce dont seule une théorie quantique de la gravitation serait capable.
Dès 1916, Einstein prend conscience de la nécessité de quantifier la gravitation. Mais les physiciens y sont d'abord parvenus pour les autres interactions fondamentales : la force électromagnétique et les interactions nucléaires faible et forte. C'est d'ailleurs l'un des triomphes de la physique du siècle dernier d'avoir forgé une théorie à la fois quantique et relativiste de ces trois dernières interactions. Et le résultat de ce tour de force est synthétisé dans ce que les physiciens des particules appellent le modèle standard.
À l'inverse, malgré un siècle d'efforts, personne n'a réussi à proposer une version quantique entièrement satisfaisante de la gravitation. Et pour cause : alors que les outils mathématiques utilisés pour quantifier les autres forces fondamentales ne sont utilisables que dans le cadre d'un espace-temps plat, celui de la gravitation est fondamentalement mouvant.
Pour contourner le problème, plusieurs tentatives ont consisté à étudier le cas de petites déformations de l'espace-temps sur une trame considérée comme plate et fixe. Mais toutes se sont confrontées à d'incontournables incohérences mathématiques les rendant in fine inutilisables.
Aujourd'hui, il existe essentiellement deux grandes théories concurrentes, et à ce stade encore spéculatives, qui proposent de quantifier la gravitation : la théorie des cordes lire L'ambitieuse théorie des cordes, p. 41 et la gravité quantique à boucles. La première évolue sur un espace-temps parfaitement figé. Et c'est ce qu'un certain nombre de théoriciens lui reprochent. Selon eux, pour cette raison, la théorie des cordes ne peut pas être l'ultime théorie quantique de la gravitation. Et ils lui préfèrent la gravité quantique à boucles, a priori plus modeste. N'ayant pas pour ambition d'unifier toutes les interactions, elle se concentre en effet exclusivement sur la quantification de la gravitation. De plus, l'approche « cordiste » part d'une hypothèse ad hoc - l'existence des cordes -, alors que les « bouclistes », et c'est leur force, ne se fondent que sur de la physique connue : la mécanique quantique et la relativité générale.

2 Comment les boucles quantifient-elles la gravitation ?
Pour les spécialistes des boucles, une véritable théorie quantique de la gravitation ne doit formuler aucune hypothèse sur la géométrie de l'espace-temps. Comme en relativité générale, c'est le contenu en matière de l'Univers qui fixe de façon dynamique sa géométrie. Les physiciens parlent ainsi d'approche « indépendante du fond ».
À partir de là, il s'agit d'appliquer les techniques standard de quantification à la gravitation. C'est-à-dire à l'espace-temps lui-même, puisque selon les équations d'Einstein, la force qui fait « tomber les pommes » est une manifestation directe de la déformation que la matière imprime à la trame de l'espace-temps.
Certes, de multiples tentatives ont montré toute la difficulté d'appliquer un tel programme. Mais pour les promoteurs de la gravité quantique à boucles, c'est justement le fait d'avoir privilégié des approches non indépendantes du fond qui a été à l'origine des échecs passés. Car en figeant la trame de l'espace-temps, elles empêchaient que ne se révèle son éventuelle structure quantique.
Concrètement, l'origine de la gravité quantique à boucles réside dans une reformulation de la relativité générale proposée en 1986 par Abhay Ashtekar, alors à l'université de Syracuse, aux États-Unis [1] . L'exercice est d'une extrême technicité mathématique. Sauf que réécrites sous cette forme, les équations décrivant la géométrie mouvante de l'espace-temps ressemblent désormais à celles qui décrivent les lignes de champ électrique dans la théorie de Maxwell. Ce que remarquent Carlo Rovelli et Lee Smolin, alors à l'université Yale aux États-Unis, au tournant des années 1980 et 1990 [2] .
Les deux physiciens suggèrent d'exporter les méthodes utilisées pour dériver la version quantique de l'électromagnétisme, quoique sous une forme très largement remaniée, dans le champ de la relativité générale et de la gravitation. Ainsi naît une théorie quantique de la gravité, dont le nom, gravité quantique à boucles, vient du fait qu'elle s'appuie sur le calcul de la variation de l'orientation de surfaces d'espace le long de lignes fermées d'espace-temps, autrement dit des boucles. Calculs auxquels sont associées des incertitudes fondamentales équivalentes à celles qui, en mécanique quantique, empêchent de déterminer simultanément la position et la vitesse d'une particule microscopique.

3 À quelle vision de l'espace-temps conduit la gravité quantique à boucles ?
En 1994, Carlo Rovelli et Lee Smolin, alors aux universités de Pittsburgh et de Syracuse, montrent que cette théorie conduit à une représentation de l'espace-temps radicalement nouvelle [3] . Alors que l'espace-temps de la théorie d'Einstein est lisse à toutes les échelles, celui de la gravité quantique à boucles, d'après les calculs des deux théoriciens, présente une structure discontinue si on le regarde aux échelles les plus petites.
Ainsi, de la même manière que l'énergie d'un atome ou d'une molécule ne peut prendre que certaines valeurs, la gravité quantique à boucles indique que l'espace lui-même n'est pas insécable à l'infini. Les calculs conduisent à une longueur élémentaire, la plus petite possible, équivalente à la longueur de Planck, soit 10-35 mètre. Ce qui mène à une surface élémentaire d'Univers de 10-70 mètre carré, et en trois dimensions à un volume élémentaire, le plus petit « cube » d'espace envisageable, de 10-105 mètre cube. L'Univers entier devenant alors une sorte de gigantesque « lego » composé de volumes élémentaires certes minuscules, mais insécables. De la même manière que la matière, d'apparence lisse et continue à notre échelle, résulte de l'agencement de particules dont la taille est finie.
Étonnant ? Peut-être. Si ce n'est que ces « grains » d'espace n'ont rien d' ad hoc , mais sont au contraire une conséquence implacable des calculs à base de boucles. Plus précisément, chaque fois que les équations de la théorie parcourent une boucle de façon abstraite, elles engendrent du même coup un nouveau quantum de volume [fig. 1] .
L'année suivante, Carlo Rovelli et Lee Smolin raffinent leur approche. Plus précisément, ils réalisent que la structure granulaire de l'espace peut être décrite par une gigantesque toile, ou réseau, dont chaque noeud représente un volume élémentaire et chaque lien la surface séparant deux volumes adjacents. Cette représentation leur a été inspirée par des travaux réalisés quinze ans plus tôt par Roger Penrose, à l'université d'Oxford. Et c'est donc auprès du célèbre mathématicien que les deux théoriciens peaufinent leurs idées durant l'été 1994, lors d'un séjour à Vérone, en Italie.
Pour autant, cet espace-temps granulaire ne suffit pas à faire alors de la théorie quantique à boucles une théorie quantique de la gravité. Encore faut-il qu'elle indique comment la dynamique de l'espace-temps met en oeuvre ces quanta d'espace dans des situations physiques concrètes, de la même manière que la relativité générale décrit l'extension de l'Univers dans l'espace-temps comme une solution des équations d'Einstein.
Les premières équations d'évolution d'un Univers quantique sont le fait de Thomas Thiemann, alors à l'université de Penn State, en Pensylvanie, en 1996. Accueillies avec un immense enthousiasme, elles laissent entrevoir la possibilité de calculer les probabilités quantiques précises de chaque modification de l'espace-temps quantifiée. Elles conduisent aussi à se représenter ce dernier telle une « mousse » faite de petits volumes d'espace et de temps, la quatrième dimension - le temps - devenant également une grandeur discontinue, dont le plus petit incrément est environ égal au temps de Planck, soit 10-43 seconde [fig.2] .
Néanmoins, l'euphorie est de courte durée : les équations de Thiemann sont si difficiles à manipuler qu'elles ne sont presque d'aucune utilité pratique. Sans compter qu'à l'horizon des années 2000 personne n'est en mesure de garantir l'unicité des règles conduisant à la quantification de l'espace-temps dans le cadre de la gravité quantique à boucle. D'où un risque de conduire, pour une situation physique donnée, à des prédictions différentes et contradictoires et donc d'invalider la théorie.
Aussi faut-il attendre ces toutes dernières années pour que plusieurs physiciens, notamment Laurent Freidel, à l'institut Perimeter, à Waterloo, au Canada, Etera Livine, à l'école normale supérieure de Lyon, et le groupe de Carlo Rovelli, au Centre de physique théorique, à Luminy, prouvent définitivement le caractère univoque de la gravité quantique à boucles [4] . Et en donnent une formulation permettant de l'utiliser pour réaliser des calculs.

4 Quels sont les succès de cette théorie ?
Tout d'abord, la gravité quantique à boucles est la seule théorie qui propose une description quantique de l'espace-temps, et donc de la gravitation, qui intègre à la fois les exigences de la mécanique quantique : description probabiliste des phénomènes physiques, relations d'incertitude, caractère discontinu de la réalité... et le caractère fondamentalement dynamique de l'espace-temps de la relativité générale.
Par ailleurs, John Barrett, Winston Fairbairn et leur groupe de recherche, à l'université de Nottingham en Grande-Bretagne, ont récemment prouvé qu'à grandes échelles la gravité quantique à boucles se résume effectivement à la relativité générale [5] , de même que dans le domaine des faibles champs de gravitation, la relativité générale ne fait qu'une avec la théorie newtonienne.
Dans le même esprit, Eugenio Bianchi et You Ding, à l'université de Aix-Marseille, ont montré que la gravité quantique à boucles permet de décrire certaines propriétés de l'espace-temps en terme de propagation de gravitons, particule élémentaire imaginée être associée au champ de gravité. Et là encore, ses prédictions sont conformes à celles de la relativité générale. Elle permet aussi de retrouver les équations dites de Friedman qui décrivent l'expansion de l'Univers dans le cadre de la théorie d'Einstein de la gravitation.
Mais ce n'est pas tout. L'une des plus grandes réussites de la gravité quantique à boucles concerne la cosmologie. Ainsi, elle permet de dépasser les difficultés posées par la singularité mathématique associée au Big Bang, dont le sens physique est inexistant. Plus précisément, elle montre que notre univers en expansion pourrait résulter du « rebond » d'un univers en contraction qui l'aurait précédé lire « De l'autre côté du Big Bang », p. 46.
Enfin, la gravité quantique à boucles s'est illustrée dans la description de la physique des trous noirs lire « Comment la théorie des boucles voit les trous noirs », p. 44. En effet elle a permis à Carlo Rovelli, dès 1996, de retrouver la formule de l'entropie d'un trou noir. En des termes profanes, l'étrange résultat obtenu au début des années 1970 par Stephen Hawking, à Cambridge, et Jacob Bekenstein, alors à Princeton, selon lequel un trou noir, astre dont la relativité générale indique qu'il est impossible de s'en extraire, émet néanmoins, comme tout corps, un rayonnement thermique lié au fait qu'il possède une température. Et dont le physicien Stephen Hawking avait montré qu'il ne peut s'expliquer qu'en introduisant une dose de mécanique quantique dans la physique de ces astres noirs.

5 Est-il possible de tester la gravité quantique à boucles ?
Sachant que les prédictions de la gravité quantique à boucles concernent des domaines - échelle de Planck de l'espace-temps , Big Bang, trous noirs - totalement inaccessibles à l'expérimentation directe, la réponse est difficile. Et, il y a encore quelques années, d'aucuns auraient assuré que cette théorie, comme du reste toute théorie quantique de la gravitation, ne pourrait jamais être testée. Aujourd'hui, les avis sont partagés. Mais quelques pistes existent.
Ainsi, même s'il n'y a pas consensus sur la question, il n'est pas impossible que la granularité de l'espace prédite par les « boucles » s'accompagne d'une violation du sacro-saint caractère de la vitesse de la lumière. En effet, lorsqu'elle se propage entre les atomes d'un solide, la lumière, si sa longueur d'onde est très grande par rapport à la distance inter-atomique, ne subit pas d'influence du réseau cristallin, comme si elle ne le « voyait » pas. Et sa vitesse est la même que dans le vide. A l'inverse, si sa longueur d'onde est de l'ordre de grandeur de la distance inter-atomique, ou plus petite, elle devient sensible à l'influence du milieu dans lequel elle se propage. Sa vitesse dépend alors de sa longueur d'onde. Il n'est donc pas impossible qu'un photon de très petite longueur d'onde, de l'ordre de la longueur de Planck, puisse voir sa vitesse de propagation dans le vide affectée par la structure quantique de l'espace-temps telle que prédite par la gravité quantique à boucles.

Pour le savoir, les astrophysiciens comptent en particulier sur l'observation de ce qu'ils appellent des sursauts gamma, soit des bouffées de lumière ultra intenses - pendant quelques centaines de secondes, elles sont jusqu'à 10 fois plus lumineuses que toute la galaxie - émis par des galaxies anciennes situées à plusieurs milliards d'années-lumière de la Terre. Ainsi, un décalage constaté dans l'arrivée des photons de différentes longueurs d'onde pourrait être un signe favorable en faveur des boucles.

Autre possibilité : la piste cosmologique. En effet, les calculs montrent que la structure granulaire de l'espace-temps aurait pu imprimer sa marque dans le fond diffus cosmologique, la plus ancienne lumière aujourd'hui observable dans l'Univers. Effets qui pourraient être décelés par les nouveaux télescopes spatiaux. Avec tout de même un bémol : l'impossibilité de prévoir, étant donné l'indétermination qui règne sur certains paramètres de la théorie, si ces modulations dans le fond diffus ne seraient pas plus grandes que l'Univers observable. Auquel cas, même si elles existent, elles resteront à jamais inaccessibles.
Certains « bouclistes » optent enfin pour une approche probabiliste, et se demandent par exemple quelle est la probabilité que la gravité quantique à boucle engendre un Univers compatible avec les propriétés du nôtre. À ce jeu, il sera difficile de vérifier cette théorie.
[1] A. Ashtekar, Phys. Rev. Lett., 57, 2244, 1986.
[2] C. Rovelli et L. Smolin, Nuclear Physics, B331, 80, 1990.
[3] C. Rovelli and L. Smolin, Nuclear Physics, B 442, 593, 1995.
[4] L. Freidel et K. Krasnov, Class. Quant. Grav., 25, 125018, 2008.
[5] J. Engle et al., Nuclear Physics B799, 136, 2008.
LES FONDATEURS DE LA THÉORIE
Abhay Ashtekar, en 1986, alors à l'université de Syracuse, aux États-Unis, propose une reformulation des équations de la relativité générale.
Carlo Rovelli et Lee Smolin, à l'université Yale aux États-Unis, forts de cette reformulation, présentent une nouvelle approche pour quantifier la gravitation : la gravité quantique à boucles.
Lee Smolin et Carlo Rovelli, en 1994, montrent qu'elle conduit à une représentation de l'espace-temps radicalement nouvelle : à très petite échelle, ce dernier possède une structure granulaire.
Thomas Thiemann, en 1996, à l'université de Penn State, en Pensylvanie, établit les premières équations d'évolution d'un Univers quantique.
Laurent Freidel, à l'Institut Perimeter, est l'un de ceux qui ont prouvé ces dernières années le caractère univoque de la théorie.

L'ESSENTIEL
LA GRAVITÉ QUANTIQUE À BOUCLES est la seule théorie qui propose une description quantique de l'espace-temps, et donc de la gravitation.
À LA DIFFÉRENCE de sa concurrente principale, la théorie des cordes, elle ne fige pas l'espace-temps, a priori. C'est la matière qui en façonne la géométrie de façon dynamique.
BIEN QUE DIFFICILE À TESTER, cette théorie connaît d'importants succès, en particulier dans le domaine de la cosmologie.
L'AMBITIEUSE THÉORIE DES CORDES
Apparue au début des années 1980, la théorie des cordes consiste à postuler que toutes les particules élémentaires, qui dans le modèle standard sont considérées comme ponctuelles, émanent en réalité des vibrations de minuscules cordes dont la taille avoisine la longueur de Planck 10-35 mètre. Hypothèse suffisante pour engendrer spontanément, du moins en théorie, une particule dont les propriétés sont exactement celles du graviton, particule élémentaire imaginée par les physiciens pour véhiculer la gravitation. Par ailleurs, cette théorie a la faveur de nombreux physiciens car elle offre également un cadre pour unifier l'ensemble des interactions. C'est-à-dire un cadre dans lequel les quatre forces de la nature semblent émerger d'une unique interaction encore plus fondamentale.

 

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Astrophysique au laboratoire

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Astrophysique au laboratoire

A l'observation et la théorie se sont ajoutées la simulation numérique et même l'expérience.

Publié le 10 décembre 2015


TÉLESCOPES ET SATELLITES
En astrophysique, les découvertes sont essentiellement faites grâce à des télescopes au sol ou embarqués à bord de satellites.
L’ensemble des rayonnements forme le spectre électromagnétique ; qui est utilisé depuis les ondes radio jusqu’aux rayons X ou gamma, chaque domaine spectral apportant des informations spécifiques. Par exemple :
*         les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles et les planètes se forment ;
*         la lumière visible renseigne sur les propriétés du gaz de la photosphère des étoiles ;
*         les rayons X et gamma révèlent les phénomènes parfois très violents qui adviennent à la fin de la vie d’une étoile : supernovas, pulsars, étoiles à neutrons, trous noirs.


Ces rayonnements se distinguent par leur longueur d’onde, mesure de l’énergie qu’ils transportent. Plus la longueur d’onde est courte, plus le rayonnement transporte d’énergie et plus le gaz qui l’a produit est chaud. A l’inverse, les grandes longueurs d’onde sont caractéristiques de rayonnements moins énergétiques et issus de milieux plus froids.
L’interprétation des données recueillies permet de déterminer la luminosité de l’étoile, sa température de surface, sa vitesse radiale ou sa composition chimique.

AU LABORATOIRE
Recréer sur Terre les phénomènes violents, qui agitent les astres et le milieu interstellaire, a longtemps été impensable, car cela nécessite de fournir des quantités phénoménales d’énergie pour chauffer et comprimer la matière et obtenir un plasma qui ressemble à ceux que l’on observe en astrophysique.
Les progrès réalisés sur les lasers permettent désormais cette astrophysique de laboratoire. Les échantillons étudiés grâce à des lasers à haute énergie mesurent quelques centimètres cubes. Ces expériences permettent d’acquérir des données de physique fondamentale et d’analyser des phénomènes astrophysiques dynamiques où se mélangent instabilités, rayonnement et champ magnétique.


On déduit ce qui pourrait se passer dans un plasma de taille astrophysique en utilisant des lois d’échelle.
Grâce aux accélérateurs d’ions lourds du Ganil, les physiciens explorent l’infiniment petit : la structure des noyaux, leurs propriétés thermiques et mécaniques…
Ils créent des noyaux exotiques, qui n’existent pas sur Terre mais peuplent le cœur des étoiles, et recréent de minuscules « étoiles » au sein de leurs installations.

SIMULATION NUMÉRIQUE

Après l’observation et l’instrumentation, la simulation est la troisième voie de recherche en astrophysique. Les principales études concernent la cosmologie, la physique stellaire, l’étude des disques protoplanétaires et celle du milieu interstellaire.
Grâce au développement de supercalculateurs, reconstituer l’évolution de la matière dans l’Univers est désormais possible. A charge pour les ordinateurs de résoudre les équations de la gravité, de la mécanique des fluides et de la physique des gaz qui régissent ces mouvements, en partant de données initiales connues.

Pour valider leurs théories, les chercheurs découpent l’Univers en cubes, plus ou moins petits en fonction de la densité de la matière. La plus grande simulation a été réalisée par le projet Horizon : elle a reconstitué l’évolution de 70 milliards de particules de matière noire dans un cube de 6 milliards d’années-lumière de côté (la moitié de l’Univers observable !), divisé en 140 milliards de mailles.

ASTÉROSISMOLOGIE

La surface d’une étoile est animée par les mouvements turbulents qui agitent sa zone convective et engendrent des ondes acoustiques qui se propagent en son sein. Puisque le vide règne dans l’espace, les chercheurs ne peuvent pas les écouter directement ; ils enregistrent les mouvements de dilatation et de compression en analysant les mouvements de surface.
Chacune de ces millions de pulsations doit être étudiée individuellement. Cela permet de déterminer la vitesse du son et donc la densité et la température au sein de l’étoile, couche par couche. La sismologie stellaire a pris son essor avec le satellite SOHO, observant le Soleil, mais aussi avec le satellite Kepler pour les autres étoiles. L’aventure va continuer avec le lancement de la mission Plato de l’ESA, prévu vers 2025, qui étudiera les vibrations de centaines de milliers d’étoiles de la Voie lactée.


Webdoc L'Odyssée de la Lumière

*         Voir le webdoc L'Odyssée de la Lumière
OBSERVATION EN RAYONS X ET GAMMA
INTEGRAL
Les vestiges chauds et radioactifs des explosions d’étoiles émettent des rayonnements X et gamma. Ce sont eux que les astrophysiciens observent, car cette partie la plus énergétique du spectre électromagnétique apporte les indices les plus nets de la synthèse des noyaux d’atomes dans l’Univers. Le satellite Integral (International Gamma-Ray Astrophysics laboratory), lancé en octobre 2002, étudie la radioactivité de la Voie lactée et des galaxies voisines, permettant de préciser les modèles d’étoiles et de mieux comprendre les processus dynamiques qui engendrent leur explosion. Le but de ce télescope spatial est de détecter le rayonnement gamma émis par les éléments radioactifs à vie longue tels que l’aluminium 26, à vie moyenne comme le titane 44 et à vie courte tel le cobalt 56. Il permet également de repérer où se situe l’action de la nucléosynthèse dans la galaxie.

HESS
Installé en Namibie, le réseau de télescopes Hess observe les gerbes de particules provoquées par les particules ou les rayons gamma de haute énergie entrant dans l’atmosphère terrestre. Il en déduit l’origine, ce qui permet de mieux comprendre des sources comme la nébuleuse du Crabe, reste d’une supernova qui explosa en 1054. Plus d’une centaine de sources ont été recensées, certaines sont des restes de supernova ou des pulsars, d’autres sont de nature encore inconnue.


OBSERVATION EN INFRAROUGE
HERSCHEL
Le satellite Herschel, lancé en avril 2009, a fourni des images de l’Univers dans l’infrarouge lointain et submillimétrique. Celles-ci servent à une quarantaine de programmes d’observation qui portent sur l’origine de la masse des étoiles, la formation des étoiles massives, l’évolution du milieu interstellaire des galaxies et l’histoire de l’évolution des galaxies.

ALMA

Le télescope Apex détecte de nombreux objets célestes, qui seront ensuite étudiés plus précisément par Alma. © DR
Sur Terre, au Chili, les 66 antennes de l’observatoire Alma analysent le rayonnement émis par les nuages de gaz et de poussières très froids dans lesquels les étoiles sont en train de naître.

PLANCK

Entre 2009 et 2012, le télescope spatial Planck a cartographié l’intégralité de la voûte céleste dans 9 longueurs d’onde du domaine infrarouge, provenant de sources différentes : étoiles, poussières interstellaires, galaxies, amas galactiques… En ôtant de l’image complète les rayonnements émis par chaque source, il a fourni en 2013 l’image du plus ancien rayonnement de l’Univers, le fond diffus cosmologique, émis il y a 13,8 milliards d’années !
L’analyse de ce fond diffus cosmologique a permis de valider le modèle cosmologique standard d’un Univers en expansion accélérée, probablement issu d’une phase d’expansion exponentielle appelée inflation.

 

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Les ondes gravitationnelles vues de l'espace

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Les ondes gravitationnelles vues de l'espace

Éric Plagnol, Antoine Petiteau dans mensuel 506
daté décembre 2015 -

La mission spatiale Lisa Pathfinder doit être lancée cette année, en décembre. Objectif ? Démontrer que la détection d'ondes gravitationnelles, prédites par la relativité générale, est possible.

Le 2 décembre 2015, si tout se déroule comme prévu, une fusée Vega décollera de Kourou, en Guyane, avec à son bord la sonde Lisa Pathfinder. Après un voyage de quelques mois, cet instrument de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de la Nasa sera placé entre la Terre et le Soleil. Son rôle ? Apporter la preuve qu'une mission spatiale d'observation des ondes gravitationnelles est possible. Si c'est un succès, une telle mission pourrait voir le jour d'ici à 2034. En jeu, pas moins que l'avènement d'une nouvelle astronomie, « gravitationnelle », qui permettra de détecter la fusion de trous noirs aux confins de l'Univers, de comprendre le rôle de ces derniers dans la formation des grandes structures, voire d'obtenir des renseignements sur la nature même de la gravité.
Que sont les ondes gravitationnelles ? Ce sont des déformations de l'espace-temps. Lorsque Einstein établit, en 1915, la théorie de la relativité générale, l'espace et le temps deviennent une entité unique et déformable. En particulier, la présence de masses déforme l'espace-temps. Dans cet espace-temps déformable, la matière ne se propage plus en ligne droite, mais « tombe » en suivant des lignes de plus court chemin, baptisées géodésiques. De plus, ces déformations peuvent se propager dans le cosmos, à la manière des ondes à la surface de l'eau. Dès 1916, Einstein prédit l'existence de ces ondes gravitationnelles. En même temps qu'il fait cette prédiction, il calcule leur intensité pour différentes configurations d'astres pouvant les produire. Sa conclusion ? Dans notre environnement proche, les principales sources d'ondes gravitationnelles - mouvement des planètes ou oscillations du Soleil - ne sont pas détectables.

Toutefois, la situation change lorsqu'on considère le mouvement rapide de corps massifs et denses, tels les étoiles à neutrons (*) ou les trous noirs, astres qui étaient alors inconnus d'Einstein. La déformation de l'espace-temps engendrée par le mouvement de ces systèmes devient alors suffisamment importante pour qu'il soit envisageable de la mesurer sur Terre. Comment cette déformation se traduit-elle ? Par des variations de longueur de l'espace-temps. Ainsi, si vous disposez d'une règle capable de mesurer précisément une longueur (par exemple entre deux miroirs), vous pourrez voir varier périodiquement cette longueur au passage d'une onde gravitationnelle.
Du moins en théorie. Car en pratique, il faut des événements violents, cataclysmiques, pour espérer déceler un changement de longueur au niveau de la Terre. Et même ainsi, les variations de longueurs induites sont extrêmement petites. Par exemple, la fusion de deux étoiles à neutrons dans une galaxie proche de la nôtre entraînerait sur Terre des distorsions mille fois plus petites qu'un atome (10-19 mètre) mesurées sur une longueur de quelques kilomètres.
Pour relever ce défi, la communauté des scientifiques travaillant sur les ondes gravitationnelles
a construit des détecteurs, dont Ligo aux États-Unis et Virgo en Italie. Le principe consiste à mesurer, à l'aide de lasers, des variations de distance entre des miroirs situés à plusieurs kilomètres les uns des autres. Leurs performances attendues rendent probable une détection d'ondes gravitationnelles d'ici à quelques années. Toutefois, ces observatoires terrestres ont une limite : ils ne peuvent détecter que les ondes gravitationnelles dont la fréquence est supérieure à 1 hertz, et qui correspondent àdeux étoiles à neutrons en rotation l'une autour de l'autre par exemple. En effet, les signaux d'ondes gravitationnelles à des fréquences inférieures seront noyés par des ondes sismiques qui surviennent en permanence à la surface de notre planète.

AMBITIEUX PROJET SPATIAL
Pour les ondes dont la fréquence est comprise entre 10-5 et 10-1 hertz, seule une détection à partir de l'espace, environnement plus calme, est envisageable. Les sources susceptibles de produire des ondes détectables à cette fréquence sont multiples : trous noirs binaires massifs tapis au centre des galaxies, astres doubles constitués d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) en orbite autour d'un trou noir massif. Les astres binaires constitués d'une étoile à neutrons et d'une naine blanche, étoile en fin de vie bien plus petite que le Soleil, seraient aussi détectables par des instruments spatiaux. Autre avantage de l'espace, on peut placer des objets très éloignés les uns des autres et mesurer leur distance, ce qui augmente les chances de détection.
De là est né l'ambitieux projet spatial eLisa : trois satellites seront positionnés dans l'espace à un million de kilomètres les uns des autres. Le passage d'une onde gravitationnelle modifiera la distance entre les satellites. Pour les sources d'ondes envisagées - par exemple deux trous noirs massifs fusionnant il y a 7,9 milliards d'années -, la distance entre les satellites sera modifiée de quelques centaines de picomètres (10-12 mètre). Cela reste certes tout petit, mais mesurable avec des techniques élaborées.

Bien évidemment, les satellites et sondes spatiales ne sont pas fixes dans l'espace. Dès lors, comment évaluer si la distance entre deux de ces objets change ? Grâce au concept de « chute libre ». Un corps en chute libre se propage librement à la surface de l'espace-temps. Il tombe, uniquement soumis à la gravitation ambiante. Sa chute suit donc, comme nous l'apprend la relativité générale, une géodésique. Deux objets tombant côte à côte suivent chacun leur propre géodésique. On peut donc considérer qu'ils sont à distance fixe l'un de l'autre. Ainsi, si entre ces deux objets vient à passer une onde gravitationnelle, leur distance fluctuera. Cette distance sera mesurée à l'aide de faisceaux laser que les satellites s'échangeront. L'utilisation de laser répond à une logique : la vitesse de la lumière est indépendante du champ gravitationnel et est toujours la même. En utilisant le laser, on s'assure donc que la règle de mesure ne change pas en même temps que les distances que l'on cherche à évaluer.

La détection de ces ondes gravitationnelles reste cependant techniquement délicate. Les variations de distance induites par leur passage étant minuscules, beaucoup d'autres sources de perturbations peuvent masquer la mesure. En particulier, il faut s'assurer que les satellites soient tout le temps en chute libre. C'est là le principal défi de la mission : être capable de mettre en orbite des satellites dont la trajectoire est suffisamment proche d'une géodésique, ce qui équivaut à être soumis uniquement à la gravité.
Un objet dans l'espace est soumis à bien d'autres influences que la gravité. Ainsi, un satellite en orbite autour du Soleil ou de la Terre, subit, entre autres, la pression de radiation (*) du Soleil, ce qui le dévie de sa trajectoire géodésique. Les particules du rayonnement cosmique modifient également la charge électrique du satellite. Couplée au champ magnétique environnant, cette charge perturbe le mouvement du satellite. Afin de détecter des ondes gravitationnelles, il est donc nécessaire de mettre en orbite une « sonde gravitationnelle », qui devra rester insensible à tout autre effet.

On le voit, les défis technologiques de la mission eLisa sont nombreux : mesurer des distances infimes, contrôler les influences extérieures afin que les satellites restent bien sur une géodésique. C'est pourquoi, avant de se lancer dans une telle mission, les chercheurs ont décidé de s'entraîner sur un démonstrateur. C'est l'objectif de Lisa Pathfinder, conçu par la communauté eLisa dans le cadre des programmes spatiaux
de l'ESA. Ce satellite devra faire la preuve de sa précision afin d'aborder le projet eLisa
avec confiance.

UN MODÈLE TRÈS RÉDUIT
Lisa Pathfinder est un satellite de près de 2 tonnes. Il sera mis en orbite héliocentrique autour du point de Lagrange L1(*), un point d'équilibre situé entre la Terre et le Soleil. Le coeur du satellite comporte deux cubes de 5 centimètres de côté, alliage d'or et de platine, qui constituent ce qu'on appelle les masses d'épreuve, placées à environ 30 centimètres l'une de l'autre. Chaque masse d'épreuve est dans une enceinte à vide sans contact mécanique avec les parois. Des actuateurs et des senseurs électrostatiques permettent de déplacer ces masses et de déterminer leur position et leur orientation. Ces mesures électrostatiques sont complétées, sur l'axe joignant les deux masses d'épreuve, par un système d'interférométrie laser (*) de très grande précision.
Sur les faces extérieures du satellite, 6 micropropulseurs à gaz froid (azote) contrôlent son mouvement en s'assurant qu'une des deux masses d'épreuve est en permanence au centre de son enceinte. Il s'agit de l'élément le plus délicat de Lisa Pathfinder, car il garantit que cette masse d'épreuve est bien maintenue en chute libre, exempte de toute autre influence.

Les actuateurs électrostatiques de l'autre masse d'épreuve ont pour objectif de la maintenir au centre de son enceinte durant plusieurs milliers de secondes. Sur des intervalles de temps plus courts, cette masse d'épreuve est autorisée à évoluer librement et sera donc également en chute libre. Les deux masses d'épreuve étant placées au sein du satellite, il est également primordial que les forces gravitationnelles propres à Lisa Pathfinder ne les fassent pas dériver. Pour cela, la répartition des masses au sein du satellite est très précisément connue afin d'évaluer et de minimiser le champ gravitationnel résiduel au niveau des masses d'épreuve, grâce à des masses judicieusement positionnées. Avec une telle configuration, Lisa Pathfinder représente un modèle, très réduit, de deux satellites de eLisa !
L'objectif principal de Lisa Pathfinder est de mesurer, grâce au système interférométrique laser, la distance entre les deux masses d'épreuve et de démontrer que leur accélération relative est compatible avec les exigences du programme scientifique de eLisa. Ce programme impose donc les performances que le satellite doit démontrer en vol (lire p. 78).
Lisa Pathfinder doit être lancée le 2 décembre. Afin de parvenir à son point de destination, le satellite subira une série de poussées lui conférant des orbites de plus en plus elliptiques autour de la Terre. Une dernière poussée libérera le satellite de l'attraction terrestre qui rejoindra alors le point L1. Ce voyage, qui durera trois mois, se terminera par le largage du moteur principal et une mise en orbite autour de L1.

TROIS MISSIONS D'ENVERGURE
Une fois sa position atteinte, six mois seront consacrés à la mesure des performances de Lisa Pathfinder et à des améliorations. Lisa Pathfinder est un instrument complexe et les équipes de physiciens travaillent depuis plus de dix ans à comprendre son fonctionnement détaillé afin d'améliorer, en vol, la qualité de ses mesures. Ces équipes de physiciens, provenant de nombreux pays européens et des États-Unis, ont mis au point et répété ces procédures d'optimisation lors de plus d'une vingtaine d'exercices au sol, en utilisant de nombreux simulateurs provenant de la communauté scientifique, des industriels participants et de l'ESA (1). Ces exercices ont lieu aussi bien dans les centres de l'ESA que dans les laboratoires des pays participants dont le laboratoire astrophysique particules cosmologie, à l'université Paris-Diderot. En se fondant sur ces exercices et sur les mesures en laboratoire, la communauté a bon espoir que les performances attendues soient non seulement atteintes mais probablement dépassées.
La mission eLisa n'est pas encore certaine de voir le jour. Dans le cadre de son programme de « grandes missions », l'ESA a en effet prévu trois missions d'envergure. Les deux premières devraient partir vers 2022 et 2028 pour explorer les principaux satellites de Jupiter (Juice), et pour observer le ciel dans les domaines des rayons X (Athena). La troisième mission n'a pas encore été sélectionnée, mais son thème sera « l'Univers gravitationnel » avec un lancement au plus tard en 2034. La sélection définitive de cette troisième mission devrait intervenir d'ici à la fin de la présente décennie. La réussite attendue du démonstrateur devrait faire pencher la balance en sa faveur, en validant le concept de mission proposé par la communauté eLisa. Cette dernière pourra alors se consacrer à sa construction et à l'analyse de ses futurs résultats. Il faudra attendre encore quelques années avant d'être fixés, mais pour un objectif aussi ambitieux que celui d'ouvrir une nouvelle fenêtre astronomique - gravitationnelle - sur l'Univers, la patience est de rigueur.

(*) Une étoile à neutrons est un astre très dense et de quelques kilomètres de diamètre composé de neutrons maintenus ensemble par la gravitation.
(*) La pression de radiation est la pression exercée par le rayonnement du Soleil sur le satellite.
(*) Les points de Lagrange , au nombre de 5, sont les points d'équilibre du système Terre-Soleil. Situé entre ces deux astres, le point L1 est à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre.
(*) L'interférométrie laser est un système de mesure de distance très précis fondé sur l'interférence de deux rayons laser ; une modification de distance des sources modifie la figure d'interférence observée.
REPÈRES
- Les astronomes envisagent pour les années 2030 un observatoire spatial d'ondes gravitationnelles.
- Pour convaincre de la faisabilité de ce type d'observatoire, complètement novateur, le satellite Lisa Pathfinder sera lancé en décembre.
- La trajectoire de masses en chute libre y sera suivie avec précision.

À LIRE AUSSI
« L'ESPOIR DE VOIR BOUGER L'ESPACE-TEMPS », dans le hors-série n° 16 de La Recherche, en vente à partir du 10 décembre.

LES CINQ PERFORMANCES À ATTEINDRE
Pour que la mission Lisa Pathfinder soit un succès et que l'on puisse envisager un détecteur spatial d'ondes gravitationnelles, le satellite devra accomplir plusieurs performances.

1. Maintenir les deux masses d'épreuve (des cubes de 5 centimètres de côté) situées à l'intérieur du satellite en chute libre pendant environ 1 000 secondes avec des perturbations n'excédant pas un millionième de milliardième de la gravité terrestre.

2. Mesurer la position des deux masses d'épreuve avec une précision meilleure que quelques picomètres (10-12 mètre).

3. Vérifier que le système de micropropulseurs est capable de maintenir les deux masses d'épreuve en chute libre et que le système de contrôle fonctionne avec la précision nécessaire.

4. Maintenir une stabilité thermique et électromagnétique de l'environnement des deux masses d'épreuve compatibles avec les exigences ci-dessus.

5. Maintenir les masses d'épreuve électriquement neutres en éliminant, grâce à des lampes à ultraviolets, les charges parasites déposées par les rayons cosmiques.

 

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