Le télescope SKA un projet pharaonique exaltant qui pose des défis à hauteur de son ampleur

La communauté mondiale des astrophysiciens s’est lancée dans un projet pharaonique qui pousse les limites de ce que l’on peut faire sur Terre, le télescope « SKA », « Square Kilometer Array ». Il s’agit de construire dans l’hémisphère Sud (Australie et Afrique du Sud) un ensemble d’antennes recueillant les ondes radio et fonctionnant en interférométrie. Cet ensemble sera gigantesque puisqu’il doit s’étendre sur deux continents, pour atteindre un km2 de surface de collecte ce qui lui permettra d’être 50 fois plus sensible que n’importe quel autre télescope radio. Il commence à voir un début de réalisation avec les sous-réseaux « ASKAP », « MeerKAT » et « MWA », trois « pathfinders » (précurseurs), en Australie et en Afrique du Sud, mais les défis sont importants et ils ne sont pas que technologiques bien que la réalisation du projet suppose l’application de technologies de pointe; ils sont aussi organisationnels et environnementaux en raison de son ampleur même.

NB : il n’est pas question ici de développer en profondeur un projet extrêmement complexe mais simplement d’attirer l’attention sur ce qui en fera un instrument très riche en potentialités et qui marquera l’histoire de l’astronomie.

Tout a commencé par des réflexions à la fin des années 1980 puis concrètement en 1993 avec la création d’un groupe de travail sur les grands télescopes et en 1997 avec le lancement d’un programme d’étude technologique en vue de la réalisation d’un « très grand radiotélescope ». Ensuite, en mai 2012, ce fut la signature d’un Memorandum of Understanding, puis la mise en place d’un « Project Office » (en Grande Bretagne, à l’Observatoire de Jodrell Bank, près de Manchester). Après d’autres (nombreuses) réunions et préparatifs, la décision fut prise de construire ce qui fut appelé le « SKA-1 » sur deux sites, en Australie Occidentale, à Mileura, près de Meekatharra, un endroit « perdu » au Nord de Perth dans le « désert de Murchison », pour les basses fréquences, et en Afrique du Sud, dans le désert du Karoo, au Nord Est du Cap ; le choix de l’hémisphère Sud et d’endroits peu peuplés étant justifié par les faibles interférences radio (« bruits ») provenant d’activités humaines.

Le coordinateur, SKAO (« O » pour « Organization »), vise à constituer une organisation intergouvernementale (« IGO »), la seconde en importance dans le domaine de l’astronomie après l’ESO (European Southern Observatory) qui s’appellera aussi le SKAO (mais avec “O” pour Observatory). Un traité international est en cours de signature pour la régir. En 2020 l’IGO SKAObservatory prendra la suite du SKAOrganization et entreprendra la construction puis la gestion du “télescope” mais cela n’empêche pas l’ « Organization » de fonctionner déjà, sous la forme d’un « Project Office » (« Bureau de projet ») car il faut finaliser la phase préparatoire! Pour accomplir cette phase, le « Bureau » a lancé en 2013 un appel budgeté à 200 millions de dollars (et financés par les agences nationales) à la communauté scientifique du SKAOrganization pour faire préciser la définition du projet par onze consortia internationaux : Assembly, Integration and Verification (AIV), Central Signal Processor (CSP), Dish (DSH), Infrastructure Australia (INFRA AU), Infrastructure South Africa (INFRA SAU), Low-Frequency Aperture Array (LFAA), Mid-Frequency Aperture Array (MFAA), Signal and Data Transport (SaDT), Science Data Processor (SDP), Telescope Manager (TM), Wideband Single Pixel Feeds (WBSPF). Les seuls noms de ces différents « groupes » aident à comprendre (un peu) la nature de leurs travaux puisque ce sont ceux de tous les domaines où il convient d’affiner les préparations.

NB: Les pays membres du SKAO ont fluctué avec le temps. Aujourd’hui, l’Australie, l’Afrique du Sud, la Chine, l’Italie, le Portugal, les Pays-Bas et le Royaume-Unis ont confirmé leur adhésion au SKAObservatory en signant le traité de l’IGO qui l’institue. L’Allemagne, l’Espagne et la France (CNRS avec l’Observatoire de Paris, l’Observatoire de la Côte d’Azur, l’université de Bordeaux et l’Université d’Orléans) sont membres spéciaux de SKAOrg. Comme la Suisse (EPFL, UniGE, UniZH, FHNV, CSCS), le Japon et la Corée, L’Inde et la Suède, également membres du SKAOrganization, ils se préparent à signer le traité de l’IGO du SKA Observatory mais n’en sont donc pas encore des membres confirmés. Le Canada est membre de SKAOrg depuis longtemps et décidé à continuer, mais refuse de signer un traité pour un projet scientifique, il deviendra membre associé de l’IGO. 

Techniquement le SKA doit couvrir continûment un spectre de fréquences (une « bande passante ») très large (longueurs d’ondes centimétriques à métriques) allant de 50 MHz à 14 GHz dans ses deux premières phases de construction et, dans une troisième phase, jusqu’à 30 GHz. La première phase, “SKA-1”, couvrira les fréquences basses (50 à 350 MHz, « SKA1-LOW ») et moyennes (350 MHz à 14 GHz, « SKA1-MID ») et doit permettre d’ici 2028 l’établissement d’environ 10% de la surface de collecte totale prévue. Plusieurs types d’antennes seront utilisés ; des antennes dipolaires pour les fréquences basses et des antennes paraboliques de 15 mètres de diamètre pour les fréquences allant de 350 MHz à 14 GHz (dans un premier temps). Bien entendu ces antennes ne seront que la « partie visible de l’iceberg » puisqu’il faudra coordonner leur fonctionnement, recueillir les données collectées (plus de 7 terabits/seconde !), les traiter (« traitement du signal »), c’est-à-dire les corréler, les stocker, les analyser, et tout cela sur des quantités énormes ce qui suppose des moyens informatiques extrêmement puissants (plusieurs centaine de pétaflop/seconde de vitesse de calcul). La clef de voûte de l’ensemble sera le « télescope manager » (TM) cité plus haut qui fait aussi l’objet d’un groupe de travail.

L’ensemble des antennes doit être implanté dans deux régions (Afrique du Sud et Australie), chaque station étant divisée en trois zones : un centre, réseau dense comprenant la moitié de la surface collectrice ; une région intermédiaire et une région extérieure, en bras spiraux. Plus on s’éloignera du centre plus la densité diminuera. Les antennes de fréquences basses seront réparties entre les zones centrale et intermédiaire, les régions externes ne contenant que des antennes à fréquences moyennes ou hautes. En Australie, l’observatoire basse fréquence comprendra 512 stations sur une base de 40 à 65 km. Chaque station comprendra 256 antennes, soit un total d’environ 130.000 antennes. En Afrique du Sud, l’objectif de la première phase est d’ajouter 133 antennes paraboliques aux 64 déjà installées dans le site précurseur MeerKAT. Elles seront disposées sur une base d’une envergure de 150 km. Le but ultime est d’étendre le SKA jusqu’à 10 fois cette taille, avec un million d’antennes basses fréquences et 2000 antennes paraboliques moyennes et hautes fréquences. Les travaux doivent commencer en 2023, et dès 2028, à l’achèvement de la première phase, on devrait avoir décuplé la capacité d’observation disponible sur Terre aujourd’hui en fréquences radio, et ceci pour un investissement proche de 1 milliard d’euros.

Pour le moment nous en sommes aux installations « précurseures » (« pathfinder »). C’est le cas de ASKAP en Australie occidentale (réseau de 36 antennes paraboliques) et c’est aussi le cas de MeerKAT en Afrique du Sud (réseau de 64 antennes paraboliques) et de Murchison Widefield Array  au Nord de Perth en Australie Occidentale (au Murchison Radio Astronomy Laboratory) pour les basses fréquences (70 à 300 MHz).

Les objectifs de SKA rejoignent assez largement ceux de CHIME et de DSA. Il s’agit de détecter la présence et l’évolution de l’hydrogène dans l’espace galactique et intergalactique lointain avec fort décalage vers le rouge, aux environs de 5 à 6 milliards d’années (il s’agit toujours d’observer la période pendant laquelle l’accélération de l’expansion a commencé à se manifester, quelques 7 milliards d’années après le Big-Bang), en ciblant la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre (HI). Les télescopes plus anciens pouvant difficilement étudier cet élément au-delà de 2,5 milliards d’années. Il s’agit aussi d’observer la formation des premiers objets lumineux dans l’Univers, l’« Aube cosmique », après l’« Age des ténèbres », 100 à 180 millions d’années après le Big-bang, quand la concentration de matière sous l’effet de la force de gravité (s’exerçant sur les masses d’hydrogène et d’hélium) a provoqué l’apparition des premières étoiles et des premières galaxies. C’est à cette époque de concentration que se sont formés les vides entre les masses et que l’hydrogène s’est ionisé en conséquence de l’activité des premières étoiles. L’observation est difficile compte tenu de la distance et de l’environnement moins ancien beaucoup plus lumineux mais elle sera très utile car elle doit permettre d’obtenir une carte de l’Univers après le fond diffus cosmologique (CMB) et donc de mieux suivre son évolution en donnant une autre étape de référence dans son histoire. Il s’agit aussi de chronométrer simultanément autant de pulsars que possible, ces objets ultra-denses (étoiles à neutrons) qui émettent avec une périodicité extrêmement régulière (stabilité allant jusqu’à 10-16) des rayonnements radio très brefs et très rapides. Cette régularité en fait de véritables « phares cosmiques » et toute infime perturbation dans le temps de transmission du signal de l’un d’entre eux par rapport au temps de transmission du signal des autres, pourra indiquer le passage d’ondes gravitationnelles. Il s’agit encore d’étudier les champs magnétiques divers qui existent dans l’espace pour toutes sortes de raisons et par conséquent non seulement leur densité mais aussi leur source de magnétisation. Les mesures seront faites en observant les rotations imprimées par les champs ionisés sur la polarisation des ondes radio (rotation de Faraday).

NB : le signal provenant de sources radio est polarisé linéairement et sa direction de polarisation tourne lorsqu’il traverse un plasma magnétisé avant d’atteindre nos télescopes terrestres. Cette rotation dépend de la longueur d’onde observée et d’une grandeur (la « Rotation Measure », RM) qui dépend de l’intensité du champ magnétique traversé.

Le grand avantage du SKA par rapport aux meilleurs radiotélescopes actuels, c’est qu’il portera le nombre de sources radio avec une mesure RM, de quelques 40 000 à plusieurs millions. Un autre intérêt du SKA, d’autant qu’il aura un très large champs de vision avec une très large bande passante, est qu’il pourra percevoir un grand nombre de FRB (“Fast Radio Bursts” ou “Sursauts Radio Rapides”, voir mon article du 31/08/2019). Il l’a déjà « annoncé » en fournissant avec son précurseur australien ASKAP, les coordonnées d’un des premiers FRB identifié. Pour être plus précis (mais moins clair!), il faut mentionner que le Bureau du SKAO a constitué une structure de recherche en onze autres groupe de travail. Là aussi vous ne verrez que des noms mais ils donnent également une idée de tous les sujets qui vont être approfondis : Epoque de re-ionisation, Cosmologie,  Physique fondamentale avec pulsars, Univers transitoire, Continuum extragalactique, magnétisme cosmique, berceau de la vie, hydrogène neutre dans les galaxies, raies spectrales extragalactiques, notre galaxie, physique solaire et héliosphérique. Vaste programme!

« Petit » problème : toutes ces installations utilisent des surfaces au sol très importantes. Même dans les régions désertiques il y a des gens et certains n’aiment pas qu’on vienne occuper leur territoire. Les indigènes nomades du désert du Karoo en Afrique du Sud ont ainsi exprimé leur opposition au projet. Ceci fait penser aux objections soulevées par les Hawaïens qui se sont élevés, pour des raisons religieuses, contre l’implantation du Thirty Meter Telescope au sommet du Mont Mauna Kea sur l’ile de Hawaï ou, pour des raisons « écologiques » (mais qu’on peut assimiler à des raisons religieuses!), sur le sommet de l’île de La Palma aux Canaries (« back-up » du Mauna Kea).

L’intérêt du SKA est donc son immense champs de vision et sa très large bande passante. C’est incontestablement une révolution en astronomie. Nul doute que si le projet est mené à son terme, il nous apportera une quantité extraordinaire d’informations et que nous acquerrons donc (entre autres !) une connaissance bien meilleure des masses d’hydrogène et de leur répartition, donc de la Matière en général qui nous entoure. Le seul vrai problème est d’ordre environnemental. Dans tous les domaines ce sujet est maintenant à prendre en considération puisque les populations en sont devenues conscientes et si elles ne le sont pas spontanément, nul doute que certains savent susciter leur attention et la stimuler. On est passé d’une indifférence totale il y a une trentaine d’années à une opposition de nature quasi allergique aujourd’hui. Raison de plus pour penser à l’espace, lieu immense et libre, pour à l’avenir y développer davantage nos observatoires, avec des groupes de télescopes coordonnés flottant dans le vide, comme celle du projet Darwin, ou avec des installations sur la face cachée de la Lune, à l’abri donc de toute pollution par l’activité terrestre et facilement accessible depuis la Terre ou, bien sûr, des installations à la surface de Mars.

Image de titre : cœur de SKA sur 5 km de diamètre MeerKAT. Vue d’artiste, crédit Wikipedia commons.

Image ci-dessous : vue aérienne des antennes du précurseur ASKAP de SKA. Crédit SKAO. Au premier plan les antennes basses-fréquences.

Photos ci-dessous: le Champ d’antennes paraboliques de MeerkAT, crédit SKAO.

Liens :

https://www.skatelescope.org/

https://switzerland.skatelescope.org/welcome/

https://ska-france.oca.eu/fr/ska/le-projet

http://savethekaroo.com/

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Index L’appel de Mars 19 09 20

CHIME, un télescope pour nous renseigner sur l’histoire et le futur de l’univers

CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) est un nouveau* télescope conçu, construit et installé au Canada (Colombie britannique) par une collaboration canadienne** dont l’objet premier est la « cartographie de l’intensité de l’hydrogène  dans l’espace ». Grâce à sa surface de collecte étendue et sa large bande passante, il observera aussi d’autres événements et phénomènes, comme les FRB (sursauts-radio-rapides) ou la « respiration » de certains pulsars (chronométrage), l’ensemble pouvant être complémentaire. Son but ultime est la recherche d’une explication de l’accélération de l’expansion de l’Univers.

*première lumière, septembre 2017 et première collecte scientifique, septembre 2018 ;

**Université de Colombie Britannique, Université McGill, Université de Toronto, Observatoire fédéral de radio-astrophysique.

Dans l’univers primitif tel qu’il naît à la lumière 379.000 ans après le Big-bang, il y avait 75% d’hydrogène et 25% d’hélium. Les « métaux », éléments plus lourds, ne sont apparus qu’après, résultat de la nucléosynthèse dans le cœur des étoiles les plus massives, éléments dispersés ensuite par leur explosion en supernovæ. Pendant les 7 premiers milliards d’années, la force de gravité semble suffisamment forte pour que l’expansion de l’univers décélère. Mais depuis environ 7 milliards d’années l’univers est « passé en mode » expansion accélérée, entraîné par une force non encore identifiée et qu’on appelle, faute de mieux, l’énergie sombre.

L’élément hydrogène est donc capital. En repérant ses zones de concentration, on peut avoir une meilleure approximation de la quantité de matière dans l’univers (baryonique et autres), de l’histoire de l’univers puisque la finitude de la vitesse de la lumière nous donne accès à son passé et, sur ces bases, de nos perspectives. C’est ce qui a motivé la construction du télescope CHIME (on pourrait aussi dire et ce serait plus correct, « observatoire » ou « capteur » puisqu’il n’utilise pas les ondes du spectre lumineux mais les ondes radio mais gardons « télescope » par facilité de langage). Ce télescope va rechercher les émissions de longueur d’onde 21 cm, longueur dans laquelle l’hydrogène se révèle, émissions provenant d’avant le passage de la décélération à l’accélération de l’expansion (redshift de 0,8 à 2,5 c’est-à-dire 2,5 à 7 Milliards d’années après le Big-bang). Les données collectées vont pouvoir être rapprochées de celles que l’on a sur la « surface-de-dernière-diffusion »* (avant la création des premières étoiles et des galaxies) imagée par le télescope Planck et aussi sur l’univers environnant (donc « actuel »).

*appelé aussi « fond-diffus-cosmologique » ou « CMB » (« Microwave Background ») parce que les ondes de cette époque ralenties par le Temps, nous parviennent dans cette gamme de longueurs d’ondes.

Les principes de base exploités sont au nombre de cinq :

(1) Les oscillations-acoustiques-des-baryons (« BAO », jolie expression !) circulant dans le plasma primordial (mais pas après), se sont figées dans les anisotropies de la CMB, exprimant les différences de densité alors existantes. (NB: rappelons que les perturbations mécaniques dans un milieu élastique sont associées à des ondes sonores mais évidemment il n’y avait à l’époque aucune oreille pour les entendre!).

(2) Les zones les plus denses ont, à ce « dernier » moment, donné naissance par « découplage » des photons de la matière baryonique, aux « graines » à partir desquelles se sont formées les premières galaxies avec concentration de matière par gravité autour de ces graines, y compris leur environnement gazeux, et avec réémission de photons. Au départ des anisotropies, se formèrent des « coquilles » sphériques dans lesquelles ce découplage s’effectua et ces coquilles s’étendirent à partir de leur centre, jusqu’au découplage effectif puisque la libération photons/matière baryonique ne pouvait intervenir qu’à partir d’une certaine diminution de la densité du plasma primitif (la matière noire, non réactive avec la matière baryonique, restant probablement dans la coquille, « probablement » puisque comme vous le savez, cette matière noire n’a pas été identifiée et n’est connue que par son effet de masse).

(3) Les coquilles doivent avoir toutes les mêmes dimensions puisque leur rayon a été déterminé par l’ « horizon-de-son » des ondes acoustiques partant des derniers BAO, jusqu’à leur disparition (horizon) en raison du découplage résultant d’une même dilution de la densité de la CMB (à l’origine homogène sauf anisotropies déterminées par les BAO).

(4) Ce rayon a dû croître avec l’expansion suivant des vitesses différentes selon la période (décélération puis accélération).

(5) la comparaison des dimensions des rayons selon les périodes doit nous donner les variations des vitesses d’expansion.

Il y aurait une alternative à l’observation simultanée des masses d’hydrogène pour mieux connaître les masses, leur répartition et leur évolution dans l’univers, ce serait de mesurer la position et la distance respectives de chaque galaxie dans un échantillon (donc de les séparer et de les compter), puis d’étendre cet échantillon à l’univers observable. La cartographie avec les données de  CHIME sera d’une résolution nettement moins fine mais suffisante pour mesurer l’évolution des BAO. Elle est par ailleurs beaucoup plus rapide et permettra de couvrir plus vite un volume d’espace beaucoup plus grand.

CHIME va aussi permettre, grâce à sa grande surface de collecte, d’observer les FRB et les pulsars. Pour ce qui est des FRB, CHIME non seulement peut apporter une meilleure compréhension du phénomène du fait du nombre d’observations (on espère des douzaines chaque année) mais peut aussi compléter l’observation des nuages d’hydrogène par réception des rayonnements des ondes de 21 cm, en fournissant des données sur la densité des nuages traversés par les FRB, un des éléments évidemment constitutifs de leur masse. Avec les pulsars, dont l’intensité de luminosité peut être évaluée, CHIME va pouvoir disposer de davantage de balises disséminées dans le ciel. Dans le contexte de l’étude de l’accélération de l’expansion de l’univers, ils peuvent être utilisés comme des « standard candles », c’est-à-dire des moyens de mesurer l’éloignement des régions étudiées. Par ailleurs, la cadence élevée des observations fournies par l’instrument permettra d’étudier les propriétés des étoiles à neutrons (source des pulsars) et du gaz ionisé en milieu interstellaire, de vérifier les prévisions de la théorie de la relativité générale ainsi que de percevoir éventuellement des ondes gravitationnelles (décalage dans le temps d’une pulsation à nous parvenir).

Venons-en à l’instrument lui-même.

Il est situé à (en fait il constitue) la DRAO (Dominion Radio Astrophysical Observatory), en Colombie britannique, établissement national pour l’astronomie canadienne, opéré par le Conseil National de Recherche du Canada. L’endroit est isolé (pas très loin du lac Skaha) afin d’éviter les ondes radio parasites provenant de l’activité humaine. Il faut d’abord noter son originalité comme le montre d’ailleurs l’image de titre. Il s’agit de quatre demi-cylindres juxtaposés, de 20 mètres de largeur au total, sur 100 mètres de longueur fonctionnant en interférométrie. Ils sont constitués d’un treillis renvoyant vers un axe focal (la barre dominant le centre des demi-cylindres) comprenant 256 antennes à double polarisation pour chaque demi-cylindres. A noter que contrairement à une antenne « classique » il n’y a aucune pièce mobile mais que l’alignement des antennes permet d’observer un secteur étendu du ciel sans devoir cibler autant le point étudié. Les signaux sont renforcés et clarifiés par des amplificateurs à faible bruit développés pour l’industrie des téléphones portables (excellent exemple d’inter-stimulation des recherches technologiques !). Les 2048 signaux reçus (256 antennes x 2 polarisations x 4 demi-cylindres) sont transmis à un premier moteur (« F-Engine ») qui les retransmet ensuite à un second moteur (« X-Engine »). Les avantages de ce dispositif est outre de permettre une très grande couverture simultanée du ciel (200° carrés à tout moment), d’explorer progressivement, du fait de la rotation de la Terre, une bande très large du ciel de l’hémisphère Nord (les demi-cylindres sont orientés Nord-Sud). Dans le même esprit on a choisi une large bande passante.

Le F-Engine, chargé de la collation des données, numérise chaque signal d’entrée analogique, 800 millions de fois par seconde et convertit chaque microseconde de données (2048 prélèvements) en un spectre de fréquences de 1024 éléments allant de 400 à 800 MHz, avec une résolution de 0,39 MHz. Ensuite les données sont réparties par bande de fréquences et transmises au X-Engine. Ce dernier, chargé de la corrélation des signaux dans l’espace, est constitué de nœuds de calculs, chacun traitant 4 des 1024 bandes de fréquence. Les nœuds recueillent les signaux provenant du F-Engine et forment à chaque milliseconde le produit du signal d’entrée de chaque télescope avec celui de tous les autres signaux d’entrée. Ces « matrices de corrélation » sont moyennées sur une durée de quelques secondes et écrites sur un disque avant d’être transformées en carte du ciel.

En dehors de ce dispositif de base, CHIME est comme indiqué plus haut, équipé d’un « outil de recherche de FRB » et d’un « moniteur de chronométrage » de pulsars, tous deux situés en aval du X-Engine. Les 1024 éléments ou faisceaux sont balayés en permanence et chaque faisceau est échantillonné 1000 fois par seconde à 16.000 fréquences différentes par le F-Engine qui les transmets au X-Engine. Après les avoir traitées, Le X-Engine les transmets à l’outil de recherche de FRB, logé sur place. L’équipement comprend 128 nœuds de calcul et chacun sonde huit faisceaux de fréquences. Lorsqu’il est identifié, les données du candidat FRB sont combinées aux informations provenant des 1024 faisceaux pour déterminer sa position, la distance de sa source et ses autres caractéristiques (intensité, puissance…). Une alerte automatique est envoyée à l’équipe CHIME et à la communauté scientifique susceptible d’effectuer un suivi rapide. Comme dit plus haut, CHIME observe aussi des pulsars. Un « instrument de surveillance de pulsars » reçoit dix des faisceaux de suivi du ciel produits par le X-Engine. Ils sont échantillonnés à très haute résolution et transmis du X-Engine au « moniteur de chronométrage de pulsars » qui les traite en temps réel en utilisant dix nœuds de calculs dédiés. L’analyse en est faite par Calcul Canada.

Grâce à nos avancées technologiques et à la finitude de la vitesse de la lumière nous avons la chance de pouvoir étudier l’univers à plusieurs époques de son histoire et ce sur une très grande profondeur. On « attaque » le sujet sous plusieurs angles, l’imagination humaine n’est pas en défaut et heureusement l’ingénierie est « à la hauteur ». Reste les sujets qui fâchent, la matière noire et l’énergie sombre. CHIME nous donnera peut-être une idée de la force réelle de cette dernière…mais de sa nature ? Cela reste à voir.

Image de titre : photo de CHIME. Les demi cylindres fonctionnent par couple, chaque paire de réflecteurs cylindriques renvoyant les données à un F-Engine : crédit collaboration CHIME.

Image ci-dessous :

L’échelle des oscillations acoustiques des baryons représentée par le cercle blanc d’une de leurs “coquilles” à différentes époques : il y a 3,8 milliards d’années, il y a 5,5 milliards d’années et il y a 13,7 milliards d’années (à la surface du CMB, à gauche). Leur volume est de plus en plus important en raison de l’expansion de l’univers. C’est la comparaison dans le temps qui donnera une idée plus précise de l’accélération. Crédit : E.M. Huff, SDSS-III, South Pole Telescope, Z. Rostomian.

Liens:

https://chime-experiment.ca/?ln=fr

https://en.wikipedia.org/wiki/Canadian_Hydrogen_Intensity_Mapping_Experiment

https://en.wikipedia.org/wiki/Baryon_acoustic_oscillations

https://en.wikipedia.org/wiki/Decoupling_(cosmology)

 

J’ai entrepris ce blog il y a quatre ans, le 4 septembre 2015. Pour y (re)trouver un autre article sur un sujet qui vous intéresse parmi les 222 publiés, cliquez sur:

Index L’appel de Mars 19 09 01

Les sursauts-radios-rapides ne nous apportent pas de message des petits-hommes-verts, ils nous ouvrent une nouvelle fenêtre sur l’Univers

Ces dernières semaines une nouvelle concernant l’astronomie a largement circulé dans les médias, celle de la réception par les « grandes oreilles » de nos observatoires, de « sursauts-radio-rapides » ou « FRB » (« Fast Radio Burst »). Comme à l’accoutumé quand une nouvelle concerne l’espace, beaucoup de Terriens restés fortement anthropocentrés, ont voulu y voir des messages que s’échangeraient entre elles d’autres civilisations, évidemment supérieures mais quand même comparables à la nôtre. Il n’en est rien mais ces émissions perçues depuis peu (la première observation, par David Narkevic* date de 2007) et toujours mal expliquées le sont maintenant un peu plus et elles sont fort intéressantes en elles-mêmes et utiles pour comprendre notre Univers. De quoi s’agit-il ?

*David Narkevic était membre de l’équipe dirigée par Duncan Lorimer, professeur de physique et d’astronomie au Centre des ondes gravitationnelles et de cosmologie de l’Université de Virginie Occidentale. Les FRB sont aussi appelés « sursauts Lorimer ».

La petite centaine de FRB répertoriés à ce jour sont des émissions photoniques dans des longueurs d’ondes radio du spectre électromagnétique. Ils ne durent que quelques millisecondes. Il faut bien avoir conscience que les FRB ne sont pas les seuls événements dont l’existence nous est signifiée par un message cosmique très bref. Nous recevons en effet des signaux tout aussi furtifs sous forme d’autres rayonnements qui sont soit dans d’autres longueurs d’ondes du spectre électromagnétique (rayons X, rayons gamma, flash lumineux), soit émis par d’autres « messagers » (neutrinos, ondes gravitationnelles, rayons cosmiques et notamment particules à très haute énergie). Par chance, contrairement à d’autres rayonnements électromagnétiques de longueurs d’ondes plus courtes ou plus longues, ceux qui nous intéressent ici, les SHF (pour « Supra-Haute Fréquence », longueurs d’ondes allant d’environ 0,8 à 10 cm et de fréquences allant d’environ 1 à 30 gigahertz), parviennent jusqu’à la surface de la Terre sans trop de distorsions (mais elle sont très utilisées par l’homme ce qui peut les brouiller !). La durée d’un FRB est probablement fonction de la surface de la source. Celle du premier (FRB121102, observé par David Narkevic), qui a duré 10 millisecondes, indique que la source était toute petite, seulement 3000 km de diamètre, donc très puissante. Ce FRB comme les suivants, était par ailleurs caractérisé par une forte dispersion, c’est-à-dire un fort décalage temporel des diverses fréquences constituant le rayonnement, et une certaine torsion des rayonnements. Une émission n’est en effet évidemment pas constituée d’une seule fréquence et plus faible est la fréquence (longueur d’ondes élevée), plus les ondes porteuses de la fréquence peuvent être ralenties par le milieu spatial s’il y a « quelque chose » dans ce milieu spatial. Or, précisément, le « vide » comprend (entre autres, sans prendre en considération les particules virtuelles ou la matière noire, toujours hypothétique) des électrons libres et des noyaux d’atomes divers, à commencer par des protons, tous éléments ionisés qui se comportent comme un plasma du fait de la vitesse du rayonnement (la densité est accentuée par la quasi simultanéité des « rencontres » du fait de la vitesse et malgré la rareté). La dispersion et la torsion sont donc des indicateurs de la distance et une forte dispersion et torsion, indiquent une origine lointaine. Compte tenu du « redshift » (effet Doppler-Fizeau) du spectre des rayonnements reçus on a pu estimer les sources de FRB identifiées à plusieurs milliards d’années-lumière.

Le fait que nous n’ayons remarqué à ce jour que peu de FRB ne veut pas dire qu’ils ne soient pas fréquents (on les estime à un millier par jour). Il faut plutôt envisager que nous n’avions pas jusqu’à présent les moyens techniques de les percevoir. Il faut en effet disposer d’un récepteur d’ondes radio focalisé sur le point du ciel d’où ils proviennent, précisément au moment où ils arrivent sur Terre (un large champ est évidemment utile pour ne pas « manquer » le signal), et collecter en même temps un autre message (ou après avoir collecté suffisamment d’informations lors de la première observation) de la même source (lumineux si possible) pour croiser l’information. Dans le cas du FRB190523 l’étude a pu être poursuivie par l’instrument LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) de l’Observatoire Keck. Le récepteur focalisé ce sont les systèmes radio interférométriques comme celui de l’ASKAP en Australie (« Australian Square Kilometer Array Pathfinder »), dispositif comprenant 36 antennes ou le « DSA-10 » d’« OVRO » (« Deep Synoptic Array prototype » de l’« Owen Valley Radio Observatory », en Californie) qui est dédié à cette recherche mais ne dispose actuellement encore que de 10 antennes ou aussi le télescope CHIME, du Canada, très particulier, dont je vous parlerai bientôt. C’est avec le DSA-110 que l’on a perçu tout récemment le dernier FRB (FRB190523, cf la revue Nature du 2 Juillet 2019). NB : le prototype, opérationnel depuis juin 2017, sera étendu à un dispositif de 110 antennes (« DSA 110 ») d’ici à deux ans et un jour peut-être à un DSA-2000. Selon Vikram Ravi (Caltech/UC Berkeley) le découvreur de ce dernier FRB, la puissance de résolution doit atteindre l’équivalent d’une antenne physique d’un diamètre de 1609 mètres (un mile) pour être efficace (il faut donc un minimum d’antennes et si on dispose de plus, c’est mieux). Tous ces systèmes interférométriques (y compris ALMA qui est utilisé plutôt dans les longueurs d’ondes millimétriques) sont relativement nouveaux car leur développement suppose une puissance informatique qui émerge actuellement et il faut aussi que les systèmes soient attentifs et immédiatement réactifs à des événements très discrets.

On parvient donc à capter de plus en plus de ces FRB mais on a encore beaucoup de mal à identifier leurs sources (la précision de la position requise est de l’ordre du 1/1000 de degré sur la voûte céleste). En fait on n’a pu le faire que trois fois (pour les FRB121102, FRB 180924 et FRB190523). FRB 121102 est une galaxie petite et active (qualifié de telle pour sa production abondante d’étoiles) située à 3 milliards d’années-lumière ; FRB 180924 est une galaxie « grosse et calme » à 4 milliards d’années-lumière; FRB 190523 une autre galaxie « grosse et calme » située à 7,9 milliards d’années-lumière. Ce qui a justifié l’émoi médiatique récent c’est que précisément on a pu, grâce à l’ASKAP, identifier la source de FRB180924, ce qui a donné lieu à un beau « document de recherche » (« research paper », voir lien ci-dessous) de K.W Bannister et al. (Australie). Il a été suivi une semaine après, par un autre document (voir lien ci-dessous) de Vikram Ravi et al. qui propose également une source pour FRB190523 (observée le 13 mai 2019). Pour comprendre un signal la connaissance et donc d’abord le repérage de la source est essentiel. Ce qui est remarquable et « ouvre des horizons », c’est que FRB180924 et FRB190523 sont des événements uniques (ils ne se sont exprimés qu’une seule fois) alors que le FRB121102 est une multiplicité d’événements provenant d’une même source, c’est-à-dire que la même source a émis plusieurs fois un signal (mais de façon non périodique). Cette différence sous-entend que les causes des FRB pourraient entrer dans des catégories différentes. Les restes extrêmement condensés de supernovæ sont de bons candidats pour les FRB multiples (FRB121102, plus petite que la Voie-Lactée produit plus d’étoiles qu’elle). Pour les FRB uniques, il semble que les galaxies sources soient beaucoup plus massives, et peu actives. Une explication réconciliant les deux serait dans les deux cas des étoiles à neutrons mais dans des environnements différents : l’effondrement récent d’une étoile massive qui donne un magnétar (éruption de plasma d’une étoile à neutrons jeune et hautement magnétique) ou deux étoiles à neutrons anciennes dans un système binaire quand la distance orbital entre elles se réduit.

L’intérêt de ces signaux comme le disent K.W Banister et al. c’est aussi (surtout ?) qu’ils peuvent nous permettre du fait de leur dispersion et de leur torsion, d’être informés des milieux qu’ils traversent. Un des grands problèmes de la cosmologie actuelle c’est en effet que la matière baryonique ne constitue que 4% de l’énergie que comprend l’univers et que seulement 10% en est fourni par les gaz froids et les étoiles des galaxies. On cherche le « reste », des atomes de métal mélangés à l’hydrogène et à l’hélium résultat de l’explosion d’étoiles ou de noyaux galactiques actifs. Une partie (30%?), le « CGM », « Circum-Galactic Medium » doit être un plasma diffus autour des galaxies (leur “halo”) et une autre partie (60%?), l’« IGM », « Medium Intergalactique », doit flotter entre les galaxies. Par ailleurs la magnétisation même faible mais sur une très longue durée provoque une torsion (« effet Faraday ») des différentes fréquences du rayonnement et cela aussi est porteur d’informations. Les flashs radios que nous recevons d’un peu partout dans l’univers pourront donc nous renseigner sur la densité et la magnétisation de ce plasma et « rien que » cela apporterait une pièce importante au puzzle que nous essayons d’assembler.

La « science des FRB » est donc une discipline nouvelle. Il faudra pour mieux les connaître disposer de beaucoup plus d’observations (une centaine d’observations dont 3 identifications, ce n’est vraiment pas beaucoup !). Lorsqu’on aura ces observations on pourra mieux connaître les étoiles à neutrons mais on pourra aussi affiner la carte en 3D de la répartition des masses dans l’univers donc approcher de la compréhension de l’ensemble du système. Pour y parvenir, il y a déjà une capacité installée mais elle va s’étendre considérablement: le DSA-10 couvre 150 fois la surface de la Lune vue de la Terre et l’observatoire CHIME couvre un champ de vision instantané de 200° carré de la voûte céleste. Mais bientôt le DSA-110 puis le DSA-2000, tout comme le SKA, (Square Kilometer Array) successeur de l’ASKAP (ou plutôt qui intégrera l’ASKAP dans un ensemble mondial), donneront aux astronomes des capacités fantastiques par rapport à celles qui existent aujourd’hui.

De nos jours, il se passe toujours quelque chose de formidable en astronomie et l’ouverture d’une nouvelle fenêtre d’observations sur l’Univers vaut mieux que le bavardage insipide autour d’improbables petits hommes verts qui restent toujours un fantasme !

Image de titre : crédit Jingchuan Yu, Planétarium de Pékin. Les couleurs représentent le sursaut arrivant à différentes longueurs d’ondes (les plus longues, en rouge, arrivant plusieurs secondes après les plus courtes, bleues) en raison de la « dispersion » résultant de leur voyage au travers du plasma intergalactique. Vous remarquerez également la faible “torsion” (rotation) des rayonnements.

Image ci-dessous : Le prototype du Deep Synoptic Array (DSA-10) recherche les FRB dans une région de la voûte céleste de la taille de 150 fois la Lune (à gauche). Le DSA-10 peut localiser ces FRB avec une très haute résolution, les isolant jusqu’à une seule galaxie (au milieu). La photo à droite montre le profil du FRB, au-dessus de son spectre radio. Crédit : Caltech/OVRO/V.Ravi.

Liens:

https://www.nature.com/articles/d41586-019-02400-2

https://www.nature.com/articles/s41586-019-1389-7

https://public.nrao.edu/news/2015-gbt-frb/#PRimageSelected

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