Des chevaux de Troie dans l'espace

Après « Les Cochons dans l'espace », du Muppet Show, voici « Les Chevaux de Troie dans l'espace », de la Nasa. En effet, il est avéré que, en juillet, plusieurs PC portables utilisés dans la Station spatiale internationale ont été infectés par un ver, à savoir W32.Gammima.AG. Installé sur une machine, ce logiciel malicieux collecte des informations personnelles sur les utilisateurs, en particulier des données de connexion à des sites de jeux en ligne, pour les renvoyer à un serveur externe.
« Ce n'est pas la première fois »
Interrogée par le site Wired, la Nasa a confirmé l'infection, expliquant qu'elle n'a représenté aucun danger. Il s'agissait plutôt d'une nuisance. « Ce n'est pas la première fois que nous avons un ver ou un virus.D'après la fiche de Symantec, son objectif est de voler des informations sensibles pour tricher à des jeux vidéo en ligne comme Maple Story ou R2 (Reign of Revolution). Autant dire qu'il n'y a, a priori, aucun rapport avec les missions de la station spatiale et que ce virus semble être arrivé par inadvertance dans l'espace. L'enquête sur l'origine de l'infection est en cours. Ce n'est pas fréquent, mais ce n'est pas la première fois », a précisé un de ses porte-parole. Voilà qui est rassurant.
L'agence américaine ne sait pas encore comment ces portables ont pu être infectés ni quel pays membre du programme international a causé l'infection. Le ver devait certainement déjà se trouver dans l'une des machines avant son transfert vers la station, car celle-ci ne dispose pas de lien direct vers Internet. Toutes les communications avec la Terre, dont les e-mails, sont scrupuleusement scannées.
Dans tous les cas, la politique de sécurité est à revoir. Le site SpaceRef indique par exemple que certains PC portables utilisés dans la station ne disposent même pas d'un logiciel antivirus.


REF,:

Première lumière du satellite GLAST, rebaptisé Fermi

L'observatoire GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope), rebaptisé le "Fermi Gamma-Ray Space Telescope", a débuté sa mission d'observation de l'Univers en rayons gamma. Le satellite et ses instruments, réalisés par une collaboration incluant des équipes françaises de l'IN2P3-CNRS, de l'INSU-CNRS et du CEA, ont brillamment réussi leur qualification en vol. Les premières images sont très prometteuses.



Le satellite GLAST a été rebaptisé "Fermi Gamma-Ray Space Telescope" en l'honneur du professeur Enrico Fermi (1901-1945), un pionnier de la physique des particules qui a été le premier à suggérer la manière dont les particules pouvaient être accélérées jusqu'à des énergies élevées.Pendant les deux mois qui ont suivi le lancement de l'observatoire GLAST, le 11 Juin 2008 (voir notre news), les scientifiques ont testé et calibré ses deux instruments, le LAT (Large Area Telescope) et le GBM (GLAST Burst Monitor).L'équipe du LAT a rendu publique le 26 août 2008 une image du ciel montrant le gaz brillant de la Voie Lactée, des pulsars clignotants et une galaxie située à des milliards d'années lumière particulièrement lumineuse en raison d'un épisode d'activité intense. L'image combine 95 heures de l'observation dite de "première lumière". Une image similaire produite par le précédent satellite de la NASA, CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory), avait demandé des années d'observation.Le LAT explore l'ensemble du ciel toutes les trois heures quand il opère en mode balayage, qui sera le mode privilégié pendant la première année d'observation. Ces prises de vue continues permettront aux scientifiques de surveiller l'activité de sources rapidement variables. L'instrument détecte des photons d'énergie comprise entre 20 MeV et 300 GeV. L'extrémité haute de ce domaine est peu explorée et correspond à des énergies plus de 5 millions de fois supérieures à celles des rayons-X utilisés en médecine.Le second instrument du satellite, le GBM, a détecté 31 sursauts gamma pendant son premier mois d'observation. Ces explosions de haute énergie se produisent quand des étoiles massives meurent ou quand des étoiles à neutrons spiralent l'une autour de l'autre et fusionnent. Le GBM est sensible à des rayons gamma de plus faible énergie (8 keV à 30 MeV) que le LAT. Les sursauts observés par les deux instruments à la fois apporteront un regard unique sur un grand domaine spectral, permettant aux scientifiques de scruter les processus à l'oeuvre dans ces événements extrêmes.Les scientifiques espèrent que Fermi découvrira de nombreux autres pulsars dans notre Galaxie, qu'il révélera de puissants phénomènes aux abords des trous noirs super massifs au coeur de milliers de galaxies actives et qu'il permettra la recherche d'indices de nouvelles lois physiques.Le Télescope pour rayons gamma Fermi est issu d'un partenariat entre l'astrophysique et la physique des particules. Il a été développé par la NASA en collaboration avec le Département de l'Energie américain, avec d'importantes contributions d'instituts académiques et partenaires en France, Allemagne, Italie, Japon, Suède, et aux Etats-Unis. Côté français, cinq équipes y participent: trois équipes de l'IN2P3-CNRS (LLR, CENBG, LPTA (1)), une du CEA (IRFU/SAp (2)) et une de l'INSU-CNRS (CESR (3)). Le LLR a conçu et fabriqué la structure du calorimètre. Des équipes du CENBG, du LPTA et du LLR ont étudié en détail la réponse du détecteur à différents types de particules, grâce à plusieurs tests sur accélérateurs, en particulier au CERN, et des simulations par ordinateur. Ces équipes ont développé des techniques d'analyse et d'étalonnage sophistiquées qui seront mises à profit lors du vol. Le groupe du CEA/SAp a fait l'étude de définition des détecteurs du calorimètre. Il est en charge de la détection des sources gamma pour en établir le catalogue et les identifier. Il est aussi responsable du modèle d'émission interstellaire. Le CESR contribue à l'identification des sources.











Source: CNRS / INSU

L'Antimatière peut rebondir sur la matière ?

L'antimatière interagit moins avec la matière que nous ne le pensions, elle peut "rebondir" dessus, ce qui pourrait changer notre compréhension dans la répartition de la matière et de l'antimatière dans l'Univers. L'étude a été menée par Andrea Bianconi de l'Université de Brescia en Italie.L'antimatière est l'opposée de la matière, et peut être créée dans des cyclotrons ou accélérateurs de particules. L'équivalent en antimatière de l'électron est par exemple le positron, de masse identique mais de charge opposée (positive contre négative pour l'électron). Les positrons sont entre autres utilisés en imagerie médicale nucléaire dans les scanners TEP (Tomographie par Emission de Positrons).Dans leur expérience, les chercheurs italiens ont créé un faisceau d'antiprotons en utilisant le "Low Energy Antiproton Ring" du CERN. Le faisceau a été dirigé sur un cylindre d'aluminium rempli d'hélium, d'hydrogène ou de deutérium. Comme prévu, beaucoup des antiprotons sont entrés en contact avec la matière du cylindre et se sont annihilés immédiatement. Néanmoins, certaines de ces antiparticules ont rebondi sur la matière sans s'annihiler.Dans ce type d'évènements, il y a en général trois possibilités: les particules peuvent se "rater", peuvent entrer en collision et générer une grande quantité d'énergie, ou peuvent former une structure atomique exotique matière-antimatière appelé protonium.Mais quelle est la fréquence des collisions ? Les recherches ont montré qu'elles sont moins fréquentes que prévu. Dans l'expérience, quelques 30% des antiprotons ont survécu pendant plusieurs microsecondes avant d'être annihilés.Selon Igor Bray, du Centre for Antimatter-Matter Studies de l'Université de Technologie Curtin à Perth en Australie, cette expérience à des implications sur notre compréhension de la dissymétrie matière-antimatière dans l'Univers. Les physiciens n'arrivent en effet pas à expliquer pourquoi notre univers est apparemment riche en matière alors que selon nos connaissances en physique fondamentale, les deux formes matière et antimatière devraient exister en proportion égale. Mais cette expérience montre que le problème peut provenir d'une mauvaise compréhension de l'interaction matière-antimatière, l'annihilation pouvant ne pas être immédiate ou systématique.Comme souvent en recherche fondamentale, cette expérience pose de nouvelles questions, et de nouvelles études seront utiles pour déterminer quelles sont les implications de cette différence d'interaction matière-antimatière sur les théories actuellement en place.

Merci à Stardust (forum) pour la proposition de cette news.

Le Big Rip (Grande déchirure en anglais) est un scénario inhabituel de la fin de l'univers.

Il prédit que la densité de celui-ci se mettra à augmenter avec le temps, et ce malgré le fait que l'univers reste en expansion. Ce modèle suppose l'existence d'une forme de matière très atypique, l'énergie fantôme, dont la principale caractéristique est de voir sa densité augmenter alors que l'expansion se poursuit[1]. Dans ce scénario, la densité de l'univers atteint une valeur infinie en un temps fini, terminant son existence par une singularité gravitationnelle où toute structure, des amas de galaxies aux atomes sont détruits. Ce modèle a été proposé pour la première fois en 1999 par Robert R. Caldwell[2], le nom de Big Rip ayant été introduit par lui et ses collaborateurs Marc Kamionkowski et Nevin N. Weinberg en 2003[3].
Du fait que l'univers reste ici toujours en expansion, ce modèle diffère du Big Crunch, dans lequel l'expansion s'arrête pour laisser place à une phase de contraction. Dans ce dernier cas, les objets astrophysiques sont détruits car ils entrent en collision les uns avec les autres (ils sont « écrasés », d'où « Big Crunch »), alors que dans le cas du Big Rip, ils sont étirés par une expansion de plus en plus violente, jusqu'à être disloqués (ils sont « déchirés », d'où « Big Rip »).
L'hypothèse du scénario du Big Rip est pour l'heure marginalement compatible avec les données observationnelles et reste donc relativement spéculatif, comme la plupart des scénarios décrivant le destin de l'univers.
Motivation du modèle
Depuis fin 1998, un nombre croissant d'observations suggère que l'expansion de l'univers s'accélère au cours du temps. Concrètement, cela signifie que la vitesse à laquelle s'éloigne de nous une galaxie lointaine ne décroît pas au cours du temps, mais augmente. Ce résultat s'interprète naturellement si l'on suppose qu'une forme de matière dans l'univers exerce un effet gravitationnel non pas attractif comme la matière ordinaire, mais répulsif. Une telle forme de matière est génériquement appelée énergie sombre. La pricipale caractéristique de l'énergie sombre est que sa pression doit être négative. Tout comme n'importe quelle autre forme de matière, l'énergie sombre voit en général sa densité affectée par l'expansion. De façon assez surprenante, l'on peut montrer que si la pression de l'énergie sombre est suffisamment négative, alors sa densité augmente lors de l'expansion de l'univers. Les propriétés ou même la nature de l'énergie sombre ne sont pas connues avec précision à l'heure actuelle (2006), quoique les observations les plus récentes suggèrent que l'énergie sombre ait un comportement très semblable à une constante cosmologique[4], qui ne se comporte pas comme de l'énergie fantôme. Cependant, si la pression de l'énergie sombre est à peine inférieure à celle qu'aurait une constante cosmologique, alors elle serait de l'énergie fantôme. Il a donc été envisagé que l'énergie sombre puisse être de l'énergie fantôme. Il n'existe cependant aucune observation astronomique indiquant de façon parfaitement explicite que l'énergie sombre est de l'énergie fantôme. De plus, il n'est pas certain que l'énergie fantôme représente une forme de matière physiquement acceptable. Pour ces raisons, le scénario du Big Rip reste spéculatif, ce qui ne l'a pas empêché d'attirer l'attention de nombreux chercheurs[5].
Propriétés de l'énergie fantôme
Dans le modèle du Big Rip, la densité de l'énergie fantôme augmente au cours du temps, ce qui a pour conséquence que l'expansion de l'univers devient de plus en plus violente, et tend à écarter les objets de plus en plus vite les uns des autres. La densité de l'énergie sombre finit par atteindre une densité infinie en un temps fini, et toute structure existant dans l'univers, des atomes aux amas de galaxies sont finalement détruits (« déchirés », car éloignés les uns des autres par l'expansion) à mesure que l'expansion s'accélère. Il s'agit là d'un scénario très inhabituel car en général l'expansion de l'univers a un effet négligeable sur la taille des structures qui peuvent exister dans l'univers (des atomes au galaxies) une fois que ceux-ci sont formés.
De façon imagée, l'action de l'expansion de l'univers sur une galaxie peut être vue comme celle d'une toile élastique (l'espace) sur laquelle serait collée un morceau de carton (la galaxie). Si l'on étire la toile élastique, celle-ci ne va pas déformer le morceau de carton, car ce dernier possède des forces de cohésion suffisamment importantes. D'une manière générale on peut dire que l'énergie de liaison des molécules qui composent le morceau de carton est largement suffisante pour résister à la tension exercée par la toile élastique. Dans le modèle du Big Rip, la densité de l'énergie fantôme augmente avec le temps. C'est un peu comme si la toile élastique devenait de plus en plus rigide, tout en subissant encore un étirement. Dans une telle situation, il est tout-à-fait envisageable que le morceau de carton finisse par se déchirer. L'on peut alors montrer que ce sont les plus grandes structures (amas de galaxies, etc.) qui seront disloquées en premier, les petites structures (planètes, puis atomes) connaissant le même sort ultérieurement.
La chronologie du Big Rip
La densité de l'énergie fantôme augmente lors de l'expansion, alors que la densité de la matière ordinaire ou la densité d'énergie du rayonnement électromagnétique diminue au cours de l'expansion. Il est donc inévitable qu'à partir d'un moment donné la densité de l'énergie fantôme se mette à dominer les autres, et ce quelle que soit sa valeur à l'époque du Big Bang. L'observation de l'accélération de l'expansion de l'univers révèle de plus que l'énergie noire n'est prépondérante par rapport aux autres formes d'énergie que depuis des époques relativement récentes (quelques milliards d'années). À terme, toute les formes d'énergie de l'univers deviendront négligeables devant l'énergie fantôme, ce n'est qu'au sein des objets astrophysiques (étoiles, galaxies) que la densité d'énergie fantôme sera localement plus faible que les autres formes de densité d'énergie. Cependant cet état ne pourra perdurer éternellement car l'énergie fantôme augmentera avec le temps, jusqu'à inéluctablement dépasser l'énergie de liaison de ces objets. Les calculs montrent qu'un système gravitationnellement lié sera disloqué quand le temps qui nous séparera de la singularité gravitationnelle sera de l'ordre de sa période orbitale.


L'on peut ainsi prédire la chronologie suivante :
Quelques centaines de millions d'années avant le Big Rip : dislocation des super amas
Plusieurs dizaines de millions d'années avant le Big Rip : dislocation de la Voie lactée
Quelques années avant le Big Rip : arrachage de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune du système solaire
Quelques mois avant le Big Rip : arrachage de la Terre de son orbite.
Quelques dizaines de minutes avant le Big Rip : dislocation de la Terre.
Quelques minutes avant le Big Rip : dislocation du Soleil.
10-17 secondes avant le Big Rip : dislocation des atomes.
Il importe de remarquer que la taille de l'univers observable restera toujours plus grande que la taille des systèmes qui seront en train d'être disloqués. Ainsi, lors de la dislocation de la Voie Lactée, l'on assisterait dans le même temps à la dislocation des galaxies voisines comme la galaxie d'Andromède ou la Galaxie du Triangle.
Le temps qui nous séparerait du Big Rip est donné approximativement par l'inverse du taux d'expansion aujourd'hui, soit l'inverse la constante de Hubble (c'est-à-dire le temps de Hubble). Il est donc de l'ordre de quinze milliards d'années.

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Le Big Crunch est une des fins possibles à notre Univers.

Analogiquement au principe du Big bang, certains scientifiques lancent la théorie du Big Crunch, c'est-à-dire l'effondrement de l'univers. Ce serait un "big-bang à l'envers". Si la densité de l'univers est suffisante, la gravitation prend le pas sur l'expansion et se transforme en un phénomène de symétrie, une contraction. Des trous noirs se formeront et s'attireront mutuellement, ce qui accélérera encore l'effondrement. Vers la fin de cet effondrement, l'univers aura atteint une densité et une température gigantesques et se retrouvera confiné dans un espace minuscule.
Le Big Crunch

Représentation du Big Crunch.On se rend compte qu'au plus l'univers diminue de volume, au plus la matière qui la compose est dense ce qui ne fait qu'accélèrer le processus.

Une section d'un univers subissant le big Crunch[1]
L'univers présente deux phénomènes principaux en opposition : celui de l'expansion et celui de la gravitation. L'expansion résulte de notre Big Bang, l'attraction est le phénomène physique majeur qui régit l'espace-temps tout entier.
Un paramètre s'ajoute à cela, celui de la quantité de matière que l'univers contient. C'est ce paramètre qui décide qui de l'effondrement gravitationnel ou de l'expansion l'emporte. Si la masse de l'univers dépasse une certaine valeur appelée Masse critique, alors l'effondrement, l'attraction prendra le dessus. Cette loi se vérifie avec la loi de gravitation universelle, où F, Force de gravitation, est proportionnelle à la masse étudiée M.
Au delà de la masse critique, l'expansion va ralentir, s'arrêter, puis faire demi-tour et donc un phénomène de contraction va commencer, cela jusqu'à ce que l'on obtienne un volume identique à un point, assimilable à celui à l'origine du big bang. Ce phénomène est appelé Big Crunch. Dans ce cas, on parle d'un univers fermé car confiné entre deux valeurs et voué à se contracter sur lui-même. Cette fin correspondrait à une courbure spatiale positive. Il n'est pas exclu qu'expansion et contraction de l'univers se poursuivent infiniment, que Big Bangs et Big Crunchs s'enchaînent ; c'est ce que l'on appelle le modèle cyclique.
D'un autre côté si la masse de l'univers est inférieure à la masse critique, l'expansion continue. Il faut voir alors en la fin de l'univers non pas le Big Crunch mais le moment où tous les stocks de matière à fusionner (principalement l'hydrogène) seront utilisés par les étoiles. Cela entraînera la mort des étoiles. Cette autre fin de l'univers fait de notre univers un univers dit ouvert car ne s'effondrant pas mais voué à s'étendre (et pouvant finalement ne plus dégager de l'énergie). À moins que d'ici là, un autre paramètre n'intervienne, par exemple différents astres qui utiliseraient la fission d'atome comme système d'apport en énergie, et renouvelleraient par la même occasion les stocks en hydrogène.
Une belle image :
Le destin de l'univers s'apparente à celui d'une balle que l'on jette en l'air. Tous frottements négligés, si la masse de la balle est assez importante, par rapport à la force de lancée initiale, la balle finira par retomber sur le sol (puis rebondira jusqu'à la hauteur initiale, etc.). Il s'agit alors d'un univers fermé. Par contre, si la masse de la balle ne dépasse pas le point limite qui la fait retomber, cette balle finira par atteindre l'espace et ne plus jamais retomber. C'est le cas de l'univers ouvert.
Masse de l'univers
Il est donc intéressant d'essayer d'évaluer la masse de l'univers et de vérifier si elle se trouve au-delà ou non de la masse limite.
Pour cela, les scientifiques s'intéressent au deutérium (isotope d'hydrogène car avec un neutron en plus). En cosmologie, on considère le deutérium comme indicateur le plus fiable de la quantité de matière de l'univers. En effet l'hydrogène est le principal élément de l'univers, et l'on estime que la quantité de deutérium est inversement proportionnelle à celle de baryons, protons, électrons (les baryons sont des particules élémentaires formées de 4 quarks). En gros, moins on a de deuterium, plus on a de matière dans l'univers. Or, récemment, on a pu évaluer grâce au télescope spatial infrarouge ISO la quantité de deutérure d'hydrogène, principal réservoir de deutérium de l'univers aux environs de la nébuleuse d'Orion (à 1500 années lumières). Notons que cette région de l'univers est très représentative de l'univers en général car très riche en éléments divers.
Après observation, le résultat des recherches donne 1 atome de deutérium pour 100 000 atomes d'hydrogène.Si ce rapport avait été du type 1 pour 1 million, il y aurait plus de particules élémentaires en général, et donc on aurait dépassé la masse critique. Ce n'est pas le cas, la marge est d'ailleurs assez grande d'autant plus que les approximations ont été faites en faveur d'un univers fermé. Pour ainsi dire, notre univers ne devrait pas s'effondrer sur lui-même. La première pensée de la majorité des scientifiques, c'est-à-dire que l'univers est ouvert, semble donc être la bonne.

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