Inroduction à l’ astrophysique (“des particules”...) Camille Flamma"on (Pa"s, 1888) “L'Atmo#here: Météorologie Populaire” Pasquale D. Serpico (LAPTH) Plan du séminaire Quelques définitions, un peu d’ histoire et les peculiarités de l’ astrophysique des particules (par rapport à l’ astronomie) L’ example des étoiles ✦ ou de la physique nucleaire appliquée L’ example des rayons cosmiques: un problème différent! Comment accélérer des particules en astrophysique? ✦ Quels sont les candidats astrophysiques pour ça? ✦ Conclusions Lʼ Astronomie la science la plus ancienne, ayant pour but de déterminer les positions et les mouvements des corps célestes Alignements mégalithiques (par example Carnac) à partir de ~ 4000 av. J.C. Tablette de Venus Roi Ammizaduga ~XVII siècle av. J.C., Babylone Machine d’ Anticythère, ~II siècle avant J.C. Lʼ information nous arrive du ciel grace à la lumière “visible” La lumière: cʼest quoi? Grace aux études du XIX siècle, on sait que la lumière visible nʼest quʼun type de rayonnement électromagnétique, dont les ondes ont une longuer dʼ onde entre environ 380 et 780 nm (miliardièmes de mètre) Des observations expérimentales qui ne pouvaient pas être comprises dans le cadre dʼun modèle ondulatoire classique ont mené au concept de “photon ou particule de lumière” au XX siècle • Intensité # de photons, • lʼ energie des photons “couleur” (pour la lumière visible E~ 1.5 à 3 eV) La lumière: cʼest quoi? Grace aux études du XIX siècle, on sait que la lumière visible nʼest quʼun type de rayonnement électromagnétique, dont les ondes ont une longuer dʼ onde entre environ 380 et 780 nm (miliardièmes de mètre) Des observations expérimentales qui ne pouvaient pas être comprises dans le cadre dʼun modèle ondulatoire classique ont mené au concept de “photon ou particule de lumière” au XX siècle • Intensité # de photons, • lʼ energie des photons “couleur” (pour la lumière visible E~ 1.5 à 3 eV) “E=mc2” Note: nous permet de mesurer les masses et energies avec lʼ eV... Par Ex.: mp~0,938 GeV(/c2) TeV: 1000 milliards dʼeV GeV: 1 milliard dʼeV MeV: 1 million dʼ eV keV: 1000 eV Lʼ Astrophysique: une science ... impossible s’interesse aux propriétés physiques et aux processus qui se passent dans les objets célestes. Elle est relativement jeune, au XIX siècle, on doutait encore qu'elle serait possible! Lʼ Astrophysique: une science ... impossible s’interesse aux propriétés physiques et aux processus qui se passent dans les objets célestes. Elle est relativement jeune, au XIX siècle, on doutait encore qu'elle serait possible! Toute recherche qui n'est point finalement réductible à de simples observations visuelles nous est donc nécessairement interdite au sujet des astres [...] Il n’y a aucun moyen envisageable qui nous permettrait un jour de déterminer leur composition chimique, [...] je n'en persiste pas moins à regarder toute notion sur les véritables températures moyennes des différents astres comme devant nécessairement nous être à jamais interdite. Auguste Comte, 1830 - Cours de la Philosophie Positive, leçon XIX Diagnostic physique à distance! La situation a changé à la suite de découvertes de laboratoire: En 1860, le physicien Gustav Kirchhoff et le chimiste Robert Bunsen ont publié leurs résultats: 1. Un objet chaud solide produit de la lumière avec un spectre continu. 2. Un gaz chaud ténu produit un rayonnement à des longueurs d'onde spécifiques au gaz 3. Un objet chaud solide entouré par un gaz ténu froid produit un spectre presque continu avec des lignes d’absorption aux memes longueurs d'onde du point 2. Diagnostic physique à distance! La situation a changé à la suite de découvertes de laboratoire: En 1860, le physicien Gustav Kirchhoff et le chimiste Robert Bunsen ont publié leurs résultats: 1. Un objet chaud solide produit de la lumière avec un spectre continu. 2. Un gaz chaud ténu produit un rayonnement à des longueurs d'onde spécifiques au gaz 3. Un objet chaud solide entouré par un gaz ténu froid produit un spectre presque continu avec des lignes d’absorption aux memes longueurs d'onde du point 2. L'étude des propriétés physiques des objets célestes est désormais possible par l'analyse de leur lumière! Les surprises ne se font pas attendre... ‣ Une “nouvelle particule” a été rapidement identifié “d’abord par l’ astrophysique": l’ hélium dans le spectre solaire (1868 - Janssen & Lockyer) dont une émission terrestre n’est découverte qu’ en 1882 (par le physicien napolitain fondateur et premier chef Luigi Palmieri, en analysant la lave du Vésuve) rédacteur de "Nature" 587.49 nm Naissance de lʼ astrophysique des particules (ou astroparticules) Les frontières du possible... Les animaux (parmi lesquels l’ homme) se sont adaptés pour détecter... le type de lumière disponible, qui vient du soleil (surtout visible et infrarouge) L'atmosphère est opaque à la plupart des lumière «invisibles». Pour explorer d'autres fréquences,il faut aller dans l'espace (dont l’ importance de l’ ère spatiale) ou utiliser des techniques indirectes. Comte se trompait sur toute la ligne... “Toute recherche qui n'est point finalement réductible à de simples observations visuelles nous est donc nécessairement interdite au sujet des astres” Karl Jansky, début années trente: Découverte du signal radio de la Voie Lactée, astrophysique enfin possible même avec des «messagers invisibles»! La Voie Lactée à 408 MHz, C. Haslam et al., MPIfR K. Jansky et son antenne - Bell Telephone Laboratories - Holmdel, NJ (USA) De nos jours, on fait couramment (ou essaye de faire) de l' astrophysique ... sans lumière! (rayons cosmiques, neutrinos, ondes gravitationelles) (Astro)physique de lʼ invisible (I) Mine de Homestake astrophysique avec rayons X astrophysique des ν Prix Nobel 2002 Fusée Aerobee Kamiokande (Astro)physique de lʼ invisible (II) Pourquoi ça nous interesse? Astroparticules: en utilisant la physique pour comprendre l'astrophysique, on peut tester davantage de la (nouvelle?) physique dans des environnements qui sont trop extrêmes (densité, température, taille, ou échelles de temps ...) pour les reproduire dans un laboratoire (et ça coute moins cher, aussi!) «Échelles insolites» par de nombreux ordres de grandeur! Pas fou de penser que certaines lois physiques pourraient sortir de leur domaine d'applicabilité ... et donc de découvrir des nouveaux phénomènes Division cosmologie/astrophysique Grosso modo, l'astrophysique traite de systèmes auto-gravitants (dont la dynamique n’ est pas dominée par l’ expansion cosmologique) Les deux “blocs principaux” dont vous devriez être au courant sont les étoiles et galaxies. Division cosmologie/astrophysique Grosso modo, l'astrophysique traite de systèmes auto-gravitants (dont la dynamique n’ est pas dominée par l’ expansion cosmologique) Les deux “blocs principaux” dont vous devriez être au courant sont les étoiles et galaxies. Differents moyens de classer les objets astrophysiques Différentes façons de balancer la gravité: ‣ Rotation (comme les planètes autour du Soleil) ‣ Dispersion de vitesse (comme “la pression dans un gaz parfait”) ‣ Effets quantiques Sources d'énergie: ➡ Fusion (étoiles) ➡ Fission / Désintégration nucléaire (rémanents de supernova jeunes) ➡ Accrétion gravitationelle (par exemple NGA) ➡ Rotation (par exemple, pulsars) ➡ Magnétique (par exemple les éruptions solaires) Processus d’ émission d’ énergie (thermique ou pas, stationnaire ou pas...) Example dʼ univers “thermique”: les étoiles* *boules de gas ~ sphériques balancées contre la gravité par l’ energie de fusion nucléaire (leur taille est juste donnée par la demande que l’ énergie nucléaire libérée soit suffisante pour maintenir son poids) Quʼest-ce quʼ on apprend de la lumière des étoiles? On peut déterminer "la couleur" (intensité relative des flux à différentes longueurs d'ondes via des filtres différents) et la luminosité apparente Lapp (“# total de photons”) En supposant un spectre de corps noir (OK ~ pour le Soleil), on peut déduire Teff à partir des spectres. Si la distance (et l'atténuation intervenue!) est connue, la luminosité absolue Labs peut être dérivée → on peut representer les données sur un graphique Labs- Teff Quʼest-ce quʼ on apprend de la lumière des étoiles? On peut déterminer "la couleur" (intensité relative des flux à différentes longueurs d'ondes via des filtres différents) et la luminosité apparente Lapp (“# total de photons”) En supposant un spectre de corps noir (OK ~ pour le Soleil), on peut déduire Teff à partir des spectres. Si la distance (et l'atténuation intervenue!) est connue, la luminosité absolue Labs peut être dérivée → on peut representer les données sur un graphique Labs- Teff Le Diagramme résultant (d’ Hertzsprung-Russell,~1910) n’est pas “homogène” “déduire les phases de la vie humaine à partir d’ une photo de la population d’ une ville” Différentes phases et chaînes de fusion Séquence principale: T~1 keV (~10 milions K) fusion d’ Hydrogène en Hélium “équivalent” à 4p+2e-→ 4He + 2νe Branche Horizontale/Clump rouge T~10 keV (~100 milions K) fusion de l’ Hélium 3 4He → 12C*→ 12C+γ’s 12C+ 4He → 16O 16O+ 4He → 20N Différentes phases et chaînes de fusion Séquence principale: T~1 keV (~10 milions K) fusion d’ Hydrogène en Hélium “équivalent” à 4p+2e-→ 4He + 2νe Branche Horizontale/Clump rouge T~10 keV (~100 milions K) fusion de l’ Hélium 3 4He → 12C*→ 12C+γ’s 12C+ 4He → 16O 16O+ 4He → 20N La résonance nécessaire prevue par Hoyle grace à l’abundance astrophysique de 12C! Fowler (Prix Nobel 1983) trouva le “bon” niveau nucléaire dans le labo (Années 50): L’ énérgetique des étoiles se base sur la physique nucléaire! Différentes phases et chaînes de fusion Séquence principale: T~1 keV (~10 milions K) fusion d’ Hydrogène en Hélium “équivalent” à 4p+2e-→ 4He + 2νe Branche Horizontale/Clump rouge T~10 keV (~100 milions K) fusion de l’ Hélium 3 4He → 12C*→ 12C+γ’s 12C+ 4He → 16O 16O+ 4He → 20N Branche des géantes (strucutre à oignon) T~100 keV (~1 milliard K) fusion de “métaux” comme 12C+12C → 23Na +p O/Ne…Si inefficace et rapide! La résonance nécessaire prevue par Hoyle grace à l’abundance astrophysique de 12C! Fowler (Prix Nobel 1983) trouva le “bon” niveau nucléaire dans le labo (Années 50): L’ énérgetique des étoiles se base sur la physique nucléaire! Fusions Nucléaires dʼ une étoile massive (M=15 Msoleil) Burning Phase Dominant Process Tc ρc [keV] [g/cm3] Lγ [104 Lsun] Lν/Lγ Duration [years] 1.2 ×107 Hydrogen H → He Helium He → C, O 14 1.3×103 6.0 1.7 ×10−5 1.3 ×106 Carbon C → Ne, Mg 53 1.7×105 8.6 1.0 6.3 ×103 Neon Ne → O, Mg 110 1.6×107 9.6 1.8 ×103 7.0 Oxygen O → Si 160 9.7×107 9.6 2.1 ×104 1.7 Silicon Si → Fe, Ni 270 2.3×108 9.6 9.2 ×105 6 days 3 5.9 Noter les temps de durée! 2.1 − Peut-on preuver que la fusion ait lieu? Pour le Soleil, oui! On a mesuré le flux de neutrinos des réactions dans son noyau! Peut-on preuver que la fusion ait lieu? Pour le Soleil, oui! On a mesuré le flux de neutrinos des réactions dans son noyau! Gallex GNO Sage Homestake SNO SuperK (real time) Borexino (real time) Problème des neutrinos solaires On peut calculer théoriquement les flux de νʼs solaires et leur “type” (que de νʼs électroniques, dans le type de réactions solaires) Depuis les années 60, les premières expériences ont montré moins de νʼs que prévu... ➡ premier indice du phénomène de l'oscillation des νʼs et de leur masse≠0! En fait, le modèle solaire été correct, mais la physique des particules incomplète: une partie des νʼs change de type (saveur), donc ne peut être détectée que par des réactions différentes (confirmé par SNO) Une émission non-thermique: les rayons cosmiques Fluxes: ~1% electrons (decreasing with E) • @ 1 GeV: ∼1 particle cm−2 s−1 • @ 100 TeV: ∼1 particle m−2 d−1 • @ 1020 eV: ∼1 particle km−2 century−1 jusqu'à à 10-100 TeV on peut utiliser des détecteurs sur des ballons ou dans l'espace, au-delà seules des techniques indirectes sont possible “AMS” Gerbes “HESS” atmosphériques “Auger” Rayons Cosmiques: un problème centenaire Des particules chargées sont déviées dans un champ magnetique rL B⊗ Problème principal les RC sont déviées tandis qu’ils propagent dans la milieu interstellaire, qui est magnétisé. Comment identifier leur sources? C’est quoi, de l’ astronomie sans directionnalité?! Rayons Cosmiques: un problème centenaire Des particules chargées sont déviées dans un champ magnetique rL B⊗ Stratégies possibles: On peut... • comparer les observations avec des modèles théoriques de production et propagation des RC (AMS-02) • On peut essayer d'identifier les sources grace aux photons (et νʼs) émis par les interactions/pertes d’energie des RC dans les sources ou à proximité des sources (HESS...CTA, Antares/Icecube) • Aller aux énergies suffisamment élevées ... qu'ils propagent presque en lignes droites (Domaine d’ Auger?) Problème principal les RC sont déviées tandis qu’ils propagent dans la milieu interstellaire, qui est magnétisé. Comment identifier leur sources? C’est quoi, de l’ astronomie sans directionnalité?! données de RC Quelques logiciels disponibles pour traiter le problème http://galprop.stanford.edu/ paramètres des sources paramètres milieu de propagation } données de physique nucléaire et des particules flux des types différents de RC http://www.desy.de/~maccione/DRAGON/ modele et techniques numériques données de RC http://lpsc.in2p3.fr/usine/ Le problème de lʼ accélération en astrophysique On doit satisfaire à plusieurs exigences Energétique: il faut prendre l’ énergie quelque part! Par example: Energie cinetique (translationelle/RSN ou rotationelle/Pulsars) Energie Gravitationelle (disques d’ accrétion) Energie Magnetique (éruptions solaires) Mécanisme de Transfert: comment transferer l’ énergie d’ objets macroscopiques aux particules. Confinement/Fuite: il faut que les particules restent dans l’accelerateur le temps nécessaire au processus d’accélération... et qu’elles sortent après! Pertes d’énergie tolérables: ça sert à rien d’accélérer des particules si elle vont perdre toute leur énergie bien avant d’arriver à la Terre... Plusieurs candidats pour fournir l’énergie. Le problème le plus delicat c’est le deuxième,addressé la première fois par Fermi… “On the Origin of the Cosmic Radiation”, E. Fermi, Physics Review 75, 1169, (1949) Accélération de Fermi: notion de base 1) Info: le milieu interstellaire a une haute conductivité, pas de champs électrostatiques! 2) Hypothèse: dans la Galaxie il y a des “miroir magnétiques” avec des vitesses ~ V Par rapport à ces miroir magnétiques, une particule de vitesse w se comporte comme une balle rebondissant sur une raquette et peut accroître son énergie. A noter: Il n'y a aucun gain d'énergie ... dans le référentiel de la raquette! Dans le référentiel du labo, la balle accroit son énergie (bien sûr, nous négligeons ici une minuscule perte d’ énergie de la raquette) w’=-w-V w’’=+w+V “raquette” -w +V w+2V Labo (ex. par rapport à la Terre) Accélération de Fermi: notion de base 1) Info: le milieu interstellaire a une haute conductivité, pas de champs électrostatiques! 2) Hypothèse: dans la Galaxie il y a des “miroir magnétiques” avec des vitesses ~ V Par rapport à ces miroir magnétiques, une particule de vitesse w se comporte comme une balle rebondissant sur une raquette et peut accroître son énergie. A noter: Il n'y a aucun gain d'énergie ... dans le référentiel de la raquette! Dans le référentiel du labo, la balle accroit son énergie (bien sûr, nous négligeons ici une minuscule perte d’ énergie de la raquette) w’=-w-V w’’=+w+V “raquette” -w +V w+2V Labo (ex. par rapport à la Terre) Pour ceux qui se souviennent du fait que les champs magnétiques ne changent que la direction de la vitesse (pas sa valeur absolue!): vrai, mais dans le référentiel du labo il y a un champ magnétique “en mouvement”, donc un champ électrique! Induction (principe de lʼ alternateur) De manière générique, un aimant en rotation changeant son flux magnetique dans un bobinage induit une tension électrique ∆Vem dΦB =− ∼ ω ΦB dt Induction (principe de lʼ alternateur) De manière générique, un aimant en rotation changeant son flux magnetique dans un bobinage induit une tension électrique ∆Vem dΦB =− ∼ ω ΦB dt Il ne nous reste, donc, qu’à trouver des “miroir/chocs” magnétiques et des aimants en rotation... Supernovae: la mort spectaculaire des étoiles massives Nebuleuse du Crabe, remanent de SN1054 dans la constellation du Taureau Supernovae: la mort spectaculaire des étoiles massives Nebuleuse du Crabe, remanent de SN1054 dans la constellation du Taureau Probable petroglyph de la SN 1054 par le peuple Anasazi (Chaco Canyon, New Mexico) Alors que cette étoile spectaculaire apparaissait dans le signe des Gémeaux [...], elle provoqua le début de l'épidémie à Fostat, au moment où le Nil était bas, en 445[6]. Ibn Butlan Effondrement Stellaire et explosion de SN La fusion thermonucléaire ne peut pas soutenir indéfiniment l'équilibre du noyau d'une étoile massive: → Pour M>10 Msol, la fusion devient endoenergetique au Ni-Fe Le noyau s’effondre jusqu'à ce que la densité nucléaire est atteinte: une onde de choc se propage vers l'extérieur. L’ onde dissipé énergie en dissociant la couche extérieure de métaux: habituellement aucune explosion se produit en 1D Qu'est-ce qui se passe ensuite? Slide by C.D. Ott Effondrement Stellaire et explosion de SN La fusion thermonucléaire ne peut pas soutenir indéfiniment l'équilibre du noyau d'une étoile massive: → Pour M>10 Msol, la fusion devient endoenergetique au Ni-Fe Le noyau s’effondre jusqu'à ce que la densité nucléaire est atteinte: une onde de choc se propage vers l'extérieur. L’ onde dissipé énergie en dissociant la couche extérieure de métaux: habituellement aucune explosion se produit en 1D Qu'est-ce qui se passe ensuite? Neutrinos à la rescousse! Le noyau (maintenant une étoile dense de p&n à T ~ O (10) MeV ou 1011 K) dissipe son énergie par emission de ν’s Ces ν’s augmentent la pression derrière le front de choc et peuvent le “revitaliser”, en lui permettant d’ éjecter l’ enveloppe extérieure de l’ étoile (explosion). Sanduleak -69 202 “Quelques chiffres” Supernova 1987A 23/02/1987 Sanduleak -69 202 “Quelques chiffres” Energie gravitationalle Eb ≈ 3×1053 erg ≈ 17% MSoleil c2 qui est transferée 99% Neutrinos 1% Energie cinetique de l’ explosion (dont ~1% dans les RC?) 0.01% γ,éclipsent la galaxie hôte! Supernova 1987A 23/02/1987 Sanduleak -69 202 “Quelques chiffres” Energie gravitationalle Eb ≈ 3×1053 erg ≈ 17% MSoleil c2 qui est transferée 99% Neutrinos 1% Energie cinetique de l’ explosion (dont ~1% dans les RC?) 0.01% γ,éclipsent la galaxie hôte! La luminosité de neutrinos Lν ≈ 3 × 1053 erg / 3 sec ≈ 3 × 1019 LSoleil Pendant qu'elle dure, surpasse la luminosité globale de l’ univers visible Supernova 1987A 23/02/1987 Sanduleak -69 202 “Quelques chiffres” Energie gravitationalle Eb ≈ 3×1053 erg ≈ 17% MSoleil c2 qui est transferée 99% Neutrinos 1% Energie cinetique de l’ explosion (dont ~1% dans les RC?) 0.01% γ,éclipsent la galaxie hôte! La luminosité de neutrinos Lν ≈ 3 × 1053 erg / 3 sec ≈ 3 × 1019 LSoleil Pendant qu'elle dure, surpasse la luminosité globale de l’ univers visible Supernova 1987A 23/02/1987 Malheureusement, seulement ~2-3 SN/siècle dans la Voie Lactée Sanduleak -69 202 “Quelques chiffres” Energie gravitationalle Eb ≈ 3×1053 erg ≈ 17% MSoleil c2 qui est transferée 99% Neutrinos 1% Energie cinetique de l’ explosion (dont ~1% dans les RC?) 0.01% γ,éclipsent la galaxie hôte! La luminosité de neutrinos Lν ≈ 3 × 1053 erg / 3 sec ≈ 3 × 1019 LSoleil Pendant qu'elle dure, surpasse la luminosité globale de l’ univers visible Supernova 1987A 23/02/1987 Malheureusement, seulement ~2-3 SN/siècle dans la Voie Lactée Des chocs sur la Terre...et dans le ciel La différence principale est que la “réflexion” des particules dans les chocs spatiaux n’ est pas generée par des collisions entre atomes ou ions, plutôt par interaction avec des inhomogénéités magnétiques sur des échelles aussi petites que le rayon de giration des particules. Dans les labos terrestres, difficile à reproduire la physique de ce qu’ on appelle donc “chocs sans collisions”! Étoiles à Neutrons: un labo spatial exceptionel! Dans le noyau d’ une progénitrice de SN, on atteint des densités beaucoup plus élevées que dans les étoiles plus petites. Donc les réactions (He,C,O) sont au dessus du seuil, (réactions inverses inhibées pour l'absence d'états disponibles pour les électrons) Étoiles à Neutrons: un labo spatial exceptionel! Dans le noyau d’ une progénitrice de SN, on atteint des densités beaucoup plus élevées que dans les étoiles plus petites. Donc les réactions (He,C,O) sont au dessus du seuil, (réactions inverses inhibées pour l'absence d'états disponibles pour les électrons) Ce noyau d’ etoile très dense dont l’ équilibre depend de l’effet quantique de “pression de dégéneration” des nucleons est ce qu’ on appelle étoile à neutrons (faites de n, avec des p et e). Composition et structure gouvernées par l’ équilibre β et l’ équation d’état de la matière dense (mal connue) Tout ça est très théorique... Une Étoiles à Neutrons en Haute Savoie... Un noyau atomique géant, avec la masse du soleil et la taille du lac d’ Annecy... Pulsars: des “alternateurs” spatiaux! Moment angulaire et flux magnétique conservées, la taille réduite par rapport à la progénitrice implique Pulsars: des “alternateurs” spatiaux! Moment angulaire et flux magnétique conservées, la taille réduite par rapport à la progénitrice implique Une pulsar est donc une étoile à neutrons, très magnétique et tournant très rapidement sur elle-même, émettant un fort rayonnement électromagnétique dont la direction depends de son axe magnétique. Pacini, Gold 1967-68. Pulsars: des “alternateurs” spatiaux! Les EN sont généralement identifiées comme des «pulsars» par leur émission radio régulière; récemment, aussi par les rayons gamma! Pulsars: des “alternateurs” spatiaux! transition 21 cm (unite de mesure) positions et periodes de 14 EN (redundant) sur le Pioneers 10 et 11, par Carl Sagan (1972) Les EN sont généralement identifiées comme des «pulsars» par leur émission radio régulière; récemment, aussi par les rayons gamma! même proposées comme «carte Michelin pour extraterrestres» pour localiser la Terre dans la Galaxie... Opportunités pour tests des lois physiques Ex. 1: les EN sont compactes et ont des champs forts, sensibles aux effets des RG. Dans un système binaire proche, la perte d'énergie par émission d’ OG est non négligeable. En mesurant les paramètres orbitaux ou en détectant les OG dans un labo, on peut tester la RG. Opportunités pour tests des lois physiques Ex. 1: les EN sont compactes et ont des champs forts, sensibles aux effets des RG. Dans un système binaire proche, la perte d'énergie par émission d’ OG est non négligeable. En mesurant les paramètres orbitaux ou en détectant les OG dans un labo, on peut tester la RG. Ex. 2: Si les ν’s de la SN1987A avaient une minuscule charge, leur chemin aurait été courbé par les champ magnétique galactique, induisant un retard plus grand que la durée du signal observé. Opportunités pour tests des lois physiques Ex. 1: les EN sont compactes et ont des champs forts, sensibles aux effets des RG. Dans un système binaire proche, la perte d'énergie par émission d’ OG est non négligeable. En mesurant les paramètres orbitaux ou en détectant les OG dans un labo, on peut tester la RG. Ex. 2: Si les ν’s de la SN1987A avaient une minuscule charge, leur chemin aurait été courbé par les champ magnétique galactique, induisant un retard plus grand que la durée du signal observé. Ex. 3: S’ il y a des particules “exotiques” assez légeres qui interagissent faiblement, elles pourraient “refroidir” très efficacement le noyau des étoiles massives (elles les feraient “viellir” plus vite) changeant les propriétés statistiques du graphique HR! Quelques activités “astro” au LAPTh Propagations de rayons cosmiques, sources astrophysiques et signaux de matière noire (Pierre Salati, Richard Taillet, PS) modèles des sursauts gamma comme un nouvel type de collapse stellaire, théorie et simulations (P. Chardonnet et collaborateurs) Neutrinos de SN, surtout évolution non-lineaires de la saveur (PS) Cosmologie (sujet pas traité ici...) Merci pour votre attention!