w - indico in2p3

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!