Découverte du premier trou noir stellaire dans Omega Centauri

L'amas globulaire massif Omega Centauri intrigue les astronomes depuis des décennies parce qu’il devrait contenir de nombreux trous noirs, mais les preuves de leur existence se font bien rares. Aujourd'hui, une équipe d'astrophysiciens, grâce aux données d'archives du télescope spatial Hubble et à des observations complémentaires du télescope spatial Webb, ont enfin localisé le premier trou noir de masse stellaire dans cet amas. L’étude a été publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Omega Centauri est un gros amas globulaire composé de 10 millions d'étoiles liées gravitationnellement, qui est situé à 18 000 années-lumière. Bien que la communauté astronomique ait déjà mis en évidence, grâce au télescope Hubble, la présence d'un trou noir de masse intermédiaire en son centre, les modèles suggèrent que cet amas globulaire devrait également contenir environ 10 000 trous noirs de masse stellaire. Cette population importante de trous noirs a totalement échappé à la détection lors de précédentes études observationnelles, qui utilisaient la méthode des vitesses radiales ou recherchaient les émissions radio et X de la matière spiralant sur les trous noirs.

Matthew Whitaker (université de l’Utah) et ses collaborateurs ont adopté une approche inédite pour ce type de recherche, l'astrométrie, qui permet de mesurer les infimes mouvements des étoiles au fil du temps. En analysant plus de 20 ans de données d'archives du télescope Hubble et en intégrant des données récentes du télescope Webb pour affiner leurs mesures astrométriques, l'équipe a ainsi localisé une étoile orbitant autour d'un objet invisible si massif qu'il s'agit nécessairement d'un trou noir. Baptisé oMEGACat BH-2, ce trou noir de masse stellaire est le premier détecté dans Omega Centauri et présente des caractéristiques surprenantes. oMEGACat BH-2 possède notamment une masse de 4,46 masses solaires, ce qui est inférieur aux prévisions. Et puis, avec son étoile compagne, le système binaire trou noir-étoile présente la plus longue période orbitale jamais observée à ce jour, avec 94 ans.

La précision des mesures est assez incroyable : elle atteint une fraction de pixel sur les détecteurs de Hubble et Webb. Il faut préciser qu’une étude antérieure menée par un autre groupe de chercheurs, avait suggéré la présence d'une étoile à neutrons dans ce système binaire. En complétant les données de Hubble de l'étude précédente par des mesures astrométriques d'archives de Hubble réalisées entre 2002 et 2023, et en intégrant des données infrarouges proches du télescope Webb pour améliorer la précision, Whitaker et ses collaborateurs ont pu mieux contraindre la masse du compagnon sombre de l'étoile visible (une étoile standard de 0.78 masse solaire). Ils ont ainsi pu écarter l'hypothèse d'une étoile à neutrons en calculant sa masse, deux fois trop élevée pour être une étoile à neutrons.

Cependant, la masse de ce trou noir est bien inférieure à celle qui était attendue dans un environnement pauvre en métaux comme Omega Centauri. Une étoile pauvre en métaux est généralement très massive et finit sa vie en formant un trou noir également assez massif. Une telle étoile pourrait donc former un trou noir de ce type. La découverte du premier membre de cette population de trous noirs permettra d'affiner les théories actuelles sur leur formation dans des environnements tels qu'Omega Centauri, selon les chercheurs.

Concernant la détermination de la période orbitale, c’est grâce aux données précises des télescopes Hubble et Webb que l'équipe a pu retracer la trajectoire de l'étoile sur plus de 20 ans, notamment lors de son passage au plus près du trou noir, moment où elle se déplaçait le plus rapidement dans le ciel. À partir de ces données exhaustives, Whitaker et ses collaborateurs ont déterminé que l'étoile visible orbite autour d'oMEGACat BH-2 en 94 ans, ce qui en fait le système binaire à trou noir à la période orbitale la plus longue jamais observé. Et cette longue période orbitale apporte également un éclairage sur l'origine de ce système binaire. Cela indique qu’iI s'est probablement formé dynamiquement, c’est à dire que l'étoile et le trou noir ne formaient pas un couple au départ, mais se sont rencontrés au sein de cet amas et sont restés liés gravitationnellement. Et les chercheurs ont calculé qu'un système comme oMEGACat BH-2 devrait survivre moins d'un milliard d'années avant d'être séparé par des collisions avec des étoiles voisines, une durée de vie bien plus courte que l'âge de l'amas (environ 12 milliards d'années).

Il est important de comprendre les populations de trous noirs dans les amas globulaires car leur physique et leur formation restent incertaines. Plus précisément, il est essentiel de comprendre le processus de formation des trous noirs, puis la formation dynamique des binaires, car cela influence notre capacité à interpréter et à comprendre les ondes gravitationnelles. Il ne faut pas oublier que ce sont des environnements comme Omega Centauri qui sont les principaux lieux où des binaires de trous noirs fusionnent et créent des ondes gravitationnelles.

Les recherches de binaires par vitesse radiale dans les amas globulaires ont été rendues possibles grâce aux mesures avec MUSE en multi-époques qui ont été effectuées dans NGC 3201, ω Cen et 47 Tuc, mais elles n'ont permis de détecter que les deux trous noirs de NGC 3201. De nombreuses binaires détectées par vitesse radiale dans ω Cen ne présentent pas de contraintes orbitales précises, mais pour les chercheurs, des binaires à trous noirs à courte période (< 1 an) devraient pouvoir être caractérisées à l'aide de ces données, à condition que la compagne visible soit une étoile plus brillante. L'analyse des données existantes sur d'autres amas et une surveillance accrue pourraient aussi conduire à la détection de nouvelles binaires à trous noirs.

Quoi qu'il en soit, de nouvelles détections seront nécessaires pour mieux caractériser la population de trous noirs dans les amas globulaires. Et on peut affirmer que l'identification de oMEGACat BH-2 marque le début d'une nouvelle ère pour la découverte astrométrique de trous noirs dans les amas globulaires...

Source

A Long Period Stellar-mass Black Hole Binary in ω Centauri

Matthew Whitaker, et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 1006, Number 1 (13 july 2026)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae7a5c

Illustrations

1. Localisation de oMEGACat BH-2 dans Omega Centauri (ESA, NASA, Maximilian Häberle (MPIA), Joseph DePasquale (STScI))

2. Matthew Whitaker

Découverte de 31 quasars extrêmement lointains grâce à Euclid

Le télescope spatial Euclid vient de permettre la découverte de 31 quasars parmi les plus lointains jamais observés. Deux de ces cœurs de galaxies alimentés par des trous noirs supermassifs, sont les quasars les plus lointains jamais observés dans l'histoire cosmique. Ils brillent lorsque l'Univers n’a que 670 millions d'années, soit seulement 5 % de son âge actuel. La découverte est publiée dans Astronomy&Astrophysics.

Les quasars représentent une phase brève de la vie d'une galaxie, durant laquelle d'importantes quantités de matière sont englouties en spirale par le trou noir supermassif central, libérant ainsi une énergie colossale. Durant cette phase, le noyau de la galaxie brille plus intensément que tout autre objet de l'Univers, surpassant souvent le reste de sa galaxie hôte par des centaines voire de milliers de fois.

Le télescope spatial Euclid a été mis en orbite au point de Lagrange L2 en juillet 2023 par l’ESA. Il explore la composition, l’histoire et l’évolution de l'Univers, en cartographiant sa structure à grande échelle, dans le but de révéler les secrets de l'Univers sombre. Il est utilisé pour observer des milliards de galaxies, ce qui permet de révéler ainsi de nombreux quasars.

Da-Ming Yang (université de Leiden) et ses nombreux collaborateurs, ont découvert grâce à Euclid un nombre sans précédent de 31 nouveaux quasars dans l'Univers primordial. Cette découverte change la donne, puisqu'elle révèle non seulement ces rares quasars brillants, mais aussi la majeure partie de la population ancienne de quasars. Elle ajoute 12 nouveaux quasars situés à un décalage vers le rouge supérieur à 7, correspondant aux 770 premiers millions d'années de l'Univers.

Les deux quasars les plus anciens de ce lot, EUCL J1729+6410 et EUCL J1253+7054, présentent des décalages vers le rouge respectifs de 7,77 et 7,69, établissant ainsi un nouveau record pour les quasars les plus anciens jamais découverts. Situés à un peu plus de 13 milliards d'années-lumière, ils sont apparus durant les 670 premiers millions d'années de l'Univers. Ces quasars ont été sélectionnés parmi environ 3 000 deg² de ciel couverts durant les 1,5 premières années du relevé Euclid Wide Survey, représentant les premiers résultats de la recherche de quasars à haut décalage vers le rouge menée par Euclid. La sélection de candidats a fait appel à plusieurs techniques d'apprentissage automatique et probabilistes appliquées aux images d’Euclid, complétées par des données auxiliaires lorsque disponibles. Des observations spectroscopiques de suivi ont notamment été réalisées avec les télescopes Keck, Magellan et le Large Binocular Telescope (LBT).

Parmi les nouvelles découvertes, on compte 12 quasars à un redshift z  ≥ 7, soit plus du double du nombre de quasars précédemment connus à de tels redshifts. Le quasar avec le décalage vers le rouge le plus élevé , EUCL J1729+6410 à z  ≈ 7,77, établit un nouveau record de décalage vers le rouge pour un quasar.  Il faut préciser que pour découvrir les dix premiers quasars situés à environ à un décalage vers le rouge de 7 ou plus, ça a pris plus d'une décennie aux astronomes. Mais grâce à Euclid, on vient d'en découvrir davantage en une seule année…

Une grande partie des quasars découverts ici se situent dans la partie inférieure de la distribution de luminosité des quasars. De plus, deux de ces quasars présentent des contreparties radio significatives (> 5 σ ) dans le catalogue LoTSS, ce qui souligne la synergie prometteuse entre Euclid et le réseau LOFAR pour l'identification et la caractérisation de la population de quasars à haut décalage vers le rouge ( z ∼  7 et au-delà). Ces découvertes marquent donc une avancée substantielle dans l'étude de l'époque de la réionisation cosmique, démontrant la capacité sans précédent d'Euclid à repousser les limites de l'étude des quasars en fonction du décalage vers le rouge. Des observations complémentaires sont déjà en cours, bien que nombre de ces sources soient faibles et difficiles à caractériser spectroscopiquement. Des instruments tels que le JWST, NOEMA et ALMA seront essentiels pour leur caractérisation future.

Le deuxième quasar le plus ancien découvert par Yang et ses collègues (EUCL J1253+7054) a d'ailleurs déjà fait l'objet d'une étude spécifique plus approfondie par Silvia Belladitta et ses collaborateurs. Ces observations ont révélé que le quasar est enfoui dans une galaxie poussiéreuse et gazeuse où se forme activement de nouvelles étoiles, laissant entrevoir à quoi pourrait ressembler la galaxie hôte d'un trou noir supermassif primitif.

Clairement, ces découvertes démontrent le rôle transformateur d’Euclid dans la découverte des quasars à haut redshift. Elles préparent le terrain pour de futures études de suivi sur les galaxies primitives abritant des quasars, la croissance des trous noirs supermassifs ainsi que le milieu intergalactique à l’époque de la réionisation.

Il est notable que les résultats présentés ici sont globalement cohérents avec les prévisions qu’avait faites la collaboration Euclid en 2019. Les astrophysiciens avaient en effet calculé qu’il devait exister environ 20 quasars à z  ≳ 7 dans 3000 deg² dans la bande spectrale J_E du télescope, et Yang et al. en ont identifié 14 avec cette caractéristique  parmi leurs 31 nouvelles découvertes. Evidemment, la recherche et le suivi spectroscopique ne sont pas encore terminés (en particulier dans l'hémisphère sud), et cette comparaison est donc provisoire ; mais elle pourrait suggérer que certaines fonctions de luminosité des quasars existantes sous-estiment la densité numérique à un redshift z  ≳ 7 pour les quasars de faible luminosité.

Dans leur conclusion, les chercheurs estiment que, à mesure que la zone d'observation d'Euclid va s'étendre et que les confirmations progressent, les premiers quasars à z  > 8 seront probablement identifiés prochainement…

 

Source

Euclid : Découverte de 31 nouveaux quasars à 6,6 < z < 7,8

D. Yang et al.,

Astronomy & Astrophysics (6 juillet 2026)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202658883

Illustration

15 quasars lointains sur les 31 observés avec Euclid [au centre de chaque image]  (ESA / Euclid / Euclid Consortium / NASA, image processing by the Euclid Science Ground Segment and Antoine Basset (CNES))

Excès gamma du centre galactique : la matière noire remise en selle

En 2011, Dan Hooper et Lisa Goodenough (Fermilab) publiaient un article retentissant annonçant l'existence d'un excès mystérieux de rayons gamma en provenance du centre galactique, qui pouvait être interprété comme le signal de l'annihilation de particules exotiques de matière noire. Quelques années plus tard, une autre explication a émergé pour expliquer ce flux gamma : la présence de centaines de pulsars millisecondes émetteurs de photons gamma. Depuis lors, les deux scénarios ont âprement été débattus, avec une préférence qui s'est de plus en plus affirmée au fil des ans pour l'hypothèse des pulsars millisecondes, sans que l'hypothèse matière noire ne puisse être définitivement écartée. Aujourd'hui, une équipe de chercheurs vient  d'analyser les données sous un nouvel angle, en prenant en compte l'énergie des photons gamma individuels. Ils en concluent que l'hypothèse matière noire est plus convaincante que celle des pulsars millisecondes... Ils publient leur étude dans la prestigieuse Physical Review Letters. 

Une voie pour résoudre la nature de l'excès gamma du centre galactique (GCE) consiste à exploiter la caractéristique d’une source ponctuelle : la production de plus d’un seul photon depuis exactement une même position. La carte pixellisée du nombre de photons prédite par l’annihilation de la matière noire suit une distribution de Poisson. Bien qu’elle soit contrôlée par la distribution sous-jacente et incertaine de matière noire dans la Galaxie interne, un détecteur observe une distribution spatiale relativement lisse, ponctuée de fluctuations poissoniennes. Les sources ponctuelles, par leur capacité à produire plusieurs photons depuis la même position, injectent une variation supplémentaire d’un pixel à l’autre dans la carte. Même pour une population de sources trop faibles pour être détectées individuellement, elles peuvent collectivement induire une modification observable de la carte de photons par rapport à la prédiction poissonienne.

Cette intuition peut être encodée dans une vraisemblance analytique afin de distinguer les scénarios — comme cela a été fait pour la fonction de distribution de probabilité à un point, l’ajustement de gabarits non poissonien (NPTF) et le générateur de Poisson composé — ce qui a sous-tendu l’affirmation fondée sur le NPTF par Lee et al. en 2016 selon laquelle le GCE avait une origine de sources ponctuelles, des pulsars. Mais la robustesse de ces méthodes a été débattue à partir de 2019. Ce qui est indiscutable, c’est que la faisabilité computationnelle a imposé que la vraisemblance soit évaluée avec deux approximations importantes : premièrement : les corrélations de pixel à pixel sont négligées, et deuxièmement : les énergies des photons sont écartées.

Ces 5 dernières années, des approches d’apprentissage automatique ont été exploitées avec succès pour dépasser la première approximation. En particulier, une analyse sans vraisemblance fondée sur des réseaux de neurones convolutifs a conclu que, bien que le GCE puisse avoir une origine par des sources ponctuelles, ces sources devraient être considérablement plus faibles que ce qui avait été conclu dans les études de vraisemblance antérieures.

Florian List (université de Vienne) et ses collaborateurs se sont à nouveau appuyés sur la méthodologie des réseaux de neurones convolutifs, cette fois, afin de démontrer qu’elle peut également supprimer la seconde hypothèse, et fournir la première analyse de la nature en sources ponctuelles du GCE dépendante de l’énergie. 

Sur le plan conceptuel, il s’agit d’une avancée importante dans les études du GCE. On sait que le GCE possède un spectre distinct de celui des arrière-plans dominants. L’information en énergie fournit donc un levier puissant grâce auquel les méthodes pourraient démêler sa nature en identifiant des erreurs de modélisation de l’arrière-plan. Grâce à leur méthode, List et ses collaborateurs retrouvent un spectre de l’excès qui est similaire à celui des études antérieures, mais une population de sources bien moins lumineuse, et dont la prédiction médiane est compatible avec une émission purement poissonienne, comme ce qui serait attendu pour une origine liée à la matière noire. 

Cet apport est considérable puisque l’information énergétique conduit les sources ponctuelles supposées à être significativement moins lumineuses, ce qui indique soit que l'excès du centre galactique est véritablement diffus par nature, soit qu’il est composé d’un nombre exceptionnellement élevé de sources ponctuelles. Quantitativement, pour le meilleur modèle d’arrière-plan de List et ses collaborateurs, si l'excès est dû à des sources ponctuelles, la prédiction médiane du nombre de pulsars est de l’ordre de 100 000, et en tous cas plus de 35 000 avec un niveau de confiance de 90 %. Dans les deux cas, ce serait une population de plusieurs ordres de grandeur supérieure aux quelques centaines de pulsars qui ont été privilégiés par les analyses antérieures de sources ponctuelles du centre galactique.

Les chercheurs précisent que les variations permises par les systématiques de l’arrière-plan peuvent réduire le nombre requis de sources d’environ un facteur 10. On est encore très supérieur à quelques centaines... Pour eux, cela demeure la principale incertitude systématique qui mérite une étude plus approfondie. Au-delà de modèles diffus mis à jour, leur réseau de neurones pourrait être entraîné sur des combinaisons linéaires de différents modèles d’arrière-plan, inclure des méthodes adaptatives d’ajustement de gabarits, ou même des modèles pondérés par des polynômes ou des harmoniques. Cela donne des pistes intéressantes pour les travaux futurs sur cette question ô combien importante et passionnante.

On voit que même si on fait face à un problème notoirement difficile, des progrès demeurent possibles, et l’apprentissage automatique s’avère être un outil puissant pour dépasser des limitations anciennes. List et ses collègues ont produit la première inférence simultanée du spectre du GCE et de la distribution du nombre de sources, révélant que l’inclusion de l’énergie déplace la distribution des sources jusqu’à la rendre indiscernable de l’émission poissonienne qui est prédite par l'hypothèse de la matière noire. Ils affaiblissant ainsi l’un des principaux éléments de preuve en faveur de l’hypothèse des pulsars millisecondes...

Maintenant, plusieurs extensions directes de cette étude devraient être étudiées. La méthode pourrait par exemple être étendue à une plage d’énergie plus large, en particulier vers les basses énergies où le spectre unique du GCE pourrait apparaître plus clairement. Plus largement, il est probable que l’approche fondée sur les réseaux de neurones convolutifs, bien qu'elle soit performante, ne constitue pas encore l’utilisation optimale de l’apprentissage automatique pour ce problème. Explorer comment ces méthodes peuvent être poussées encore plus loin constitue une étape importante pour l’avenir, et surtout pour déterminer si la découverte de la matière noire a déjà été faite en 2011, grâce à la détection d'un excès de rayons gamma dans le centre galactique...

Source

Energy Distribution of the Galactic Center Excess’s Sources

Florian List et al.

Phys Rev Lett 136 (12 June 2026)

https://doi.org/10.1103/dkcq-6y4f 

Illustration

Visualisation de l'excès gamma du centre galactique (NASA)

Détection de structures cosmiques anisotropes à l'échelle du gigaparsec

D’après le principe cosmologique qui sous-tend le modèle cosmologique standard ΛCDM, l'Univers devient statistiquement homogène et isotrope aux grandes échelles. Dans ce cadre, au-delà du régime non linéaire de formation des amas de galaxies, les caractéristiques inhomogènes et anisotropes devraient s'estomper rapidement. Mais cette vision est de plus en plus remise en question par le réseau complexe de structures et de vides à grande échelle qui est observé dans la distribution des galaxies, ainsi que par des études indépendantes qui rapportent de possibles écarts à grande échelle par rapport à l'homogénéité statistique et à l'isotropie.

Aujourd’hui, deux astrophysiciens montrent à nouveau, dans un article paru dans Nature, que la distribution des galaxies présente des structures anisotropes qui sont persistantes et qui s'étendent jusqu'à des échelles de l'ordre du gigaparsec ! De quoi faire trembler les fondements du modèle standard...

La distribution spatiale des galaxies est un paramètre observable essentiel pour l'étude de la structure à grande échelle de l'Univers. Caractériser ses propriétés statistiques demeure un défi de taille, car elle présente des motifs complexes qui s'étendent jusqu'aux plus grandes structures connues du cosmos. Un objectif central de la cosmologie observationnelle est de déterminer l'étendue spatiale de ces structures, ce qui permet ensuite des comparaisons statistiques pertinentes avec les modèles théoriques de formation des galaxies.

Dans les relevés de galaxies, le regroupement est généralement caractérisé par des statistiques moyennées angulairement, telles que la fonction de corrélation à deux points ou son équivalent de Fourier, le spectre de puissance, qui quantifient l'amplitude des fluctuations de densité en fonction de l'échelle, mais sont intrinsèquement insensibles à l'information directionnelle.

Des études sur l'anisotropie à grande échelle ont ciblé des signatures spécifiques, notamment les multipôles de bas ordre dans le fond diffus cosmologique, ou les variations directionnelles du nombre de sources astrophysiques. Et parallèlement, des algorithmes conçus pour identifier des caractéristiques morphologiques telles que les filaments, les parois et les vides ont été largement utilisés pour caractériser la toile cosmique. Les premières observations ont rapporté des filaments qui s'étendent jusqu'à environ 60 Mpc tandis que des études ultérieures ont révélé des filaments à l' échelle des superamas couvrant environ 150 Mpc. Plus récemment, des structures s'étendant sur plusieurs centaines de Mpc  ont été rapportées, bien que leur signification statistique demeure incertaine.

Prises ensemble, ces études suggèrent que les observations actuelles pourraient déjà révéler des écarts par rapport à l'isotropie à grande échelle. Mais la plupart de ces méthodes ciblent des manifestations spécifiques de l'anisotropie, testant des directions privilégiées plutôt que de fournir une caractérisation générale de la structure directionnelle.

C’est pour pallier ces limitations, que Francesco Sylos Labini et Marco Galoppo ont utilisé la distribution angulaire des séparations de paires (ADPD) , qui est une statistique sans paramètre qui mesure les corrélations directionnelles. Cette mesure examine directement la distribution des orientations de paires de galaxies à séparation fixe sans décomposition angulaire ni hypothèses dépendantes du modèle. Elle peut être appliquée à des échantillons de géométrie arbitraire et comparée directement aux prédictions isotropes et aux catalogues simulés issus de simulations numériques à N corps de modèles cosmologiques.

Dans leur analyse des échantillons de galaxies du catalogue DESI (avec plus de 30000 galaxies par échantillon), Sylos Labini et Galoppo détectent des signaux d'anisotropie supérieurs à ceux observés dans les contrôles isotropes et les catalogues simulés ΛCDM, avec une signification statistique supérieure à 3σ. Les cartes qu’ils construisent révèlent des crêtes verticales marquées, indiquant un excès de paires de galaxies alignées selon des directions spécifiques et persistant sur une large gamme de séparations. Ces structures filamenteuses cohérentes s'étendent sur des centaines de mégaparsecs et correspondent aux motifs allongés visibles sur les coupes projetées. Les chercheurs comparent ensuite à des catalogues simulés à partir du modèle ΛCDM et adaptés aux données en termes de géométrie, d'épaisseur de coupe et de nombre de galaxies. Et contrairement aux observations, les cartes simulées ne présentent que des structures directionnelles faibles et éphémères, tendant vers une distribution uniforme aux grandes séparations.

Ces résultats démontrent directement que la cohérence directionnelle persiste à des échelles très grandes, plus grandes que celles qui sont prédites par le modèle standard. Pour les chercheurs, ce comportement remet donc en question l'hypothèse d'une distribution des galaxies statistiquement isotrope aux plus grandes échelles et il invite selon eux à reconsidérer la manière dont l'uniformité et l'isotropie à grande échelle se manifestent dans l'Univers observable… avec des implications potentielles pour l'interprétation du modèle standard de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. Ce n’est pas rien…

La détection d'anisotropies à grande échelle contraste en effet avec la formulation standard du principe cosmologique. On le rappelle, ce principe fondamental suppose l'homogénéité et l'isotropie statistiques en tout point, tout en restant compatible avec le principe copernicien, qui requiert seulement l'absence de points d'observation privilégiés.

D'un point de vue théorique, l'existence de telles anisotropies à grande échelle motive l'exploration de solutions plus générales aux équations de champ d'Einstein, qui prendraient explicitement en compte les inhomogénéités à grande échelle. Elles motivent également l'étude de sources alternatives qui provoquerait une accélération de la formation des galaxies et amas de galaxies dans l’Univers jeune, comme par exemple l'introduction d'une auto-interaction pour les particules de matière noire, ou l’étude d'effets de rétroaction qui seraient dûs aux inhomogénéités.

Ce qui est rassurant, c’est que les futures publications de données de DESI, ainsi que les relevés à grande échelle à venir comme celui d'Euclid, vont nous permettre de tester ces résultats avec des échantillons considérablement plus importants et sur des volumes cosmologiques plus vastes. Ces observations offriront une possibilité décisive d'établir si les structures anisotropes à grande échelle identifiées ici s'étendent à des échelles encore plus grandes, ce qui confirmerait la nécessité d'une évolution fondamentale de notre modèle cosmologique.

 

Source

Detection of anisotropic cosmic structures on a gigaparsec scale

Francesco Sylos Labini & Marco Galoppo

Nature (24 juin 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10702-5

 

Illustration

Comparaison des projections bidimensionnelles de l'échantillon de galaxies du catalogue DESI et carte ADPD correspondante avec l’équivalent simulé (modèle ΛCDM) (Sylos Labini & Galoppo )

  

Découverte d'une troisième galaxie dépourvue de matière noire dans le champ de NGC 1052

Dans une nouvelle étude publiée dans The Astrophysical Journal , une équipe d'astronomes de Yale décrit une galaxie naine située à 45 millions d'années-lumière de la Terre, appelée NGC 1052-DF9 , qui est la troisième galaxie découverte dépourvue de matière noire, après ses galaxies voisines DF2 et DF4. Ces trois petites galaxies semblent s'être formées par le même mécanisme de séparation du gaz et de la matière noire.

Selon le modèle standard de formation des galaxies, celles-ci se forment au sein de vastes halos de matière noire, à partir de gaz qui se refroidit et donne naissance à des étoiles. On considère que la quasi-totalité des galaxies sont gravitationnellement dominées par la matière noire. La proportion de matière noire dans une galaxie dépend de sa masse ; les galaxies naines de faible masse sont les plus riches en matière noire, car leurs faibles vitesses de libération permettent aux supernovas et autres mécanismes de rétroaction de chauffer et d’éjecter efficacement le gaz. De ce fait, ces galaxies possèdent généralement des halos de matière noire plus de 100 fois plus massifs que leur masse stellaire.

La découverte en 2018 et 2019 par Pieter van Dokkum et al. de deux galaxies faibles dépourvues de matière noire, NGC 1052-DF2 et NGC 1052-DF4 (qu’on appellera DF2 et DF4), a remis en question ce tableau. Outre le fait que leur masse totale est cohérente avec leur masse stellaire seule, ces deux galaxies possèdent des amas globulaires extrêmement lumineux et sont des galaxies ultradiffuses et spatialement étendues. L'ensemble de ces propriétés distinguait DF2 et DF4 de toutes les autres galaxies connues jusqu'alors.

Pieter van Dokkum et ses collaborateurs ont ensuite découvert en 2022 que DF2 et DF4 font partie d'un alignement linéaire étroit et statistiquement significatif d'une dizaine de galaxies peu lumineuses qui se trouvent toutes dans le champ de la grande galaxie NGC 1052. Un tel alignement linéaire, si resserré par rapport à son environnement local, est unique parmi les catalogues d'objets diffus. Les astrophysiciens ont également constaté que les galaxies de l'alignement sont cinématiquement liées :  leurs vitesses augmentent linéairement en fonction de leur position le long de l'alignement, suivant la tendance prédite par les positions et les vitesses de DF2 et DF4. Cela suggère fortement que les autres galaxies de l'alignement ont une origine commune, probablement formées conjointement avec DF2 et DF4. En suivant ce raisonnement, on peut supposer que ce qui a causé l'absence de matière noire dans DF2 et DF4 aurait également causé l'absence de matière noire dans les autres galaxies de l’alignement.

 

Il est à noter qu'un alignement similaire de galaxies avait déjà été observé dans des simulations en 2020 et 2021 (E.-j. Shin et al. 2020 ; J. Lee et al. 2021 ). Il s’agissait d'un scénario de formation de galaxies proposé par J. Silk en 2019 dans lequel des galaxies dépourvues de matière noire se forment à partir de gaz séparé de sa matière noire originelle suite à une collision à grande vitesse. Cet analogue de l'amas de la Balle à l'échelle des galaxies naines explique à la fois les amas globulaires extrêmement lumineux de DF2 et DF4 et leurs grandes tailles, ainsi que le fait que ces amas globulaires soient presque monochromatiques. Des simulations complémentaires réalisées après la découverte de la traînée des 9 galaxies naines ont confirmé que celle-ci, notamment ses vitesses radiales relatives, ses distances relatives et son âge, est tout à fait compatible avec une formation conjointe suite à une unique collision à grande vitesse entre deux galaxies naines « balles » (J. Lee et al. 2024 ; MA Keim et al. 2025 ). Mais, la prédiction la plus importante de ce scénario, à savoir que les autres galaxies de la traînée, outre DF2 et DF4, sont également dépourvues de matière noire, puisque formées à partir du même gaz dépourvu de matière noire, restait à vérifier.

La principale raison pour laquelle la masse des 7 galaxies restantes n'a pas été mesurée jusqu’à aujourd’hui, c’est leur faible luminosité et leur nature diffuse. DF2 et DF4 ont été découvertes en premier car ce sont les galaxies les plus brillantes de la traînée, même si DF2 et DF4 sont ultradiffuses. Les autres galaxies sont jusqu'à 100 fois plus faibles, ce qui rend très difficile la mesure de leurs vitesses radiales et presque impossible la mesure de leur cinématique interne. De plus, la résolution spectrale requise pour mesurer avec précision les faibles masses des galaxies de la traînée est encore plus élevée, étant donné que la dispersion des vitesses suit la relation  σ² ∝  M.

Mais tout n’est pas perdu car il existe une galaxie de la traînée pour laquelle il est possible de mesurer une dispersion des vitesses : NGC 1052-DF9 (DF9). DF9, est l'analogue le plus proche de DF2 et DF4, avec une luminosité, une taille et une population d'amas brillants similaires. Les dispersions attendues des étoiles et de la matière noire dans DF9 sont très similaires à celles de DF2 et DF4, ce qui rend idéales les techniques utilisées récemment pour mesurer les dispersions de DF2 et DF4 avec l'imageur Cosmic Web (KCWI) du télescope Keck II.

Michael Keim, doctorant de Pieter van Dokkum (Yale) a ainsi proposé une analyse approfondie avec l'imageur Cosmic Web de l'observatoire Hawaïen.

Keim et ses collaborateurs ont mesuré les mouvements des étoiles au sein de DF9 afin de déterminer sa masse. Ils ont constaté que DF9 possède une masse équivalente à 100 millions de masses solaires, ce qui correspond à la quantité attendue de matière visible dans une galaxie de cette taille, et rien d'autre. Si DF9 contenait également la quantité attendue de matière noire, sa masse serait supérieure à 10 milliards de masses solaires.

Selon les chercheurs, l'absence de matière noire dans DF9 suggère fortement que DF2, DF4 et DF9 se sont formées simultanément lors d'un événement violent, comme une collision à grande vitesse entre galaxies. Dans ce scénario, la collision aurait séparé le gaz de la matière noire des galaxies, et ce gaz aurait ensuite formé de nouvelles galaxies, suivant une trajectoire linéaire.

Si DF2, DF4 et DF9 étaient les seules galaxies connues, on ne pourrait pas conclure à la nécessité de la matière noire. Pour ces trois galaxies, leur masse dynamique, déduite du mouvement gravitationnel de leurs étoiles, est cohérente avec leur masse stellaire, estimée à partir de la lumière qu'elles émettent. Bien que, compte tenu des incertitudes de mesure, leurs masses dynamiques soient compatibles avec une légère surmasse par rapport à celle estimée photométriquement à partir de leurs étoiles, les fractions baryoniques qui en résulteraient seraient plusieurs fois supérieures à la fraction baryonique universelle.

Alors que presque toutes les autres galaxies naines étudiées jusqu'à présent sont fortement dominées par la matière noire, il est remarquable de constater que DF2, DF4 et maintenant DF9 semblent toutes dépourvues de matière noire et font partie d'un même alignement étroit de galaxies cinématiquement connectées. Il est quasiment certain pour Keim, Van Dokkum et leurs collaborateurs que cet ensemble de galaxies s'est formé simultanément, selon un mécanisme à l'origine de leur déficit en matière noire.

On l’a dit, l'absence de matière noire dans DF9 constituait une prédiction spécifique et originale du modèle de collision à grande vitesse de galaxies naines. Néanmoins, il existe d'autres théories de formation potentielles avec une certaine probabilité d'expliquer la traînée galactique observée. Parmi celles-ci figurent le scénario d’un gaz éjecté par des quasars, le scénario de galaxies naines formées le long de structures de marée créées par la fusion de galaxies massives ou encore l'arrachement par effet de marée d'un flux de galaxies en chute libre. Ces modèles alternatifs impliquent généralement une formation « descendante », les baryons étant séparés de leur halo de matière noire originel par des interactions avec d'autres galaxies ; par conséquent, tous s'attendraient à ce que DF9 soit dépourvue de matière noire. Il est à noter que la trajectoire de NGC 1052 avant sa découverte n'avait été prédite que par le modèle de collision à grande vitesse.

Keim et ses collaborateurs estiment bien sûr qu’il serait intéressant d'étendre leurs mesures aux galaxies de la traînée restantes, mais ils annoncent déjà que ce sera très difficile. Grâce aux résultats de DF9, on a désormais mesuré les dispersions de toutes les galaxies de la traînée qui ont une masse supérieure à 100 millions M⊙ ; les autres galaxies de la traînée ont des masses stellaires comprises entre 4 et 30 millions M⊙ et des dispersions de seulement 1 à 4 km s⁻¹ . Une autre piste pour mieux comprendre ce système consisterait à mesurer la distribution spatiale et la cinématique du gaz neutre et ionisé au sein du groupe. Si certaines galaxies de la traînée restantes contiennent du gaz, cela pourrait fournir des contraintes dynamiques pour des objets trop faibles pour être observés par spectroscopie optique. De telles données pourraient également révéler si du gaz résiduel issu de la collision initiale de la galaxie naine « balle », coïncidant avec la traînée, est encore visible. Ce serait une preuve irréfutable de cet événement. De plus, une contrainte sur le contenu en gaz des trois galaxies avec une cinématique mesurée permettrait de mieux contraindre leurs masses baryoniques totales, et pourrait même aider à distinguer entre les modèles de matière noire.

L'absence de matière noire dans DF9 constituait une prédiction forte, potentiellement invalidante, qu’avaient faite P. van Dokkum et al. en 2022, après la découverte de la trainée et l'hypothèse d'une formation lors d'une collision à grande vitesse entre deux galaxies naines « balle ». Sans cette théorie, DF9 n'aurait suscité aucun intérêt. Quoi qu'il en soit, cette troisième galaxie dépourvue de matière noire représente l'extrême limite de la formation galactique et s’avère essentielle à la compréhension de la nature de la matière noire.

Cela indique aussi que la matière noire est bien une substance physique qui peut agir indépendamment de la matière ou des gaz ordinaires, ce qui remet fortement en question les théories alternatives selon lesquelles la matière noire serait juste un effet de gravité modifiée…

 

Source

Une troisième galaxie dépourvue de matière noire le long d'une traînée de galaxies dans le champ NGC 1052

Michael A. Keim et al.

The Astrophysical Journal volume 1004 (16 juin 2026)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae6b8d

Illustrations 

1. DF9 dans son environnement ( Keim et al.)

2. Illustration du processus qui pourrait être à l'origines des galaxies sans matière noire (Nature)

Des observations de Jupiter révèlent une loi d'échelle simple pour l'accélération des particules

Dans un article publié dans Nature , une équipe de chercheurs présente un modèle unificateur qui décrit les mécanismes d'accélération des particules chargées formant les rayons cosmiques. Ce modèle relie l'énergie maximale des particules accélérées à l'échelle spatiale du choc supersonique dans le milieu. Cette découverte, réalisée à partir des données de la sonde Juno de la NASA en orbite autour de Jupiter , remet en question la théorie conventionnelle et pourrait éclairer l'origine énigmatique des rayons cosmiques.

L'Univers est rempli de particules chargées qui se propagent à une vitesse proche de celle de la lumière et seraient accélérées par des chocs supersoniques colossaux. Ces chocs se produisent à des échelles allant des planètes jusqu'aux supernovas. Ce qu'on appelle un choc supersonique, c'est une transition dans un milieu compressible où des grandeurs telles que la pression, la densité, la température et la vitesse changent brusquement. Les chocs se forment lorsqu'une perturbation se propage plus vite que la vitesse du son locale, par exemple lorsqu'un gaz supersonique rencontre un obstacle. À travers le choc, l'énergie cinétique globale, qui quantifie le mouvement collectif du gaz, est convertie en énergie thermique et, dans certains cas, en rayonnement (si le refroidissement est efficace).

Lorsqu'un corps massif, comme une météorite, percute la surface de la Terre, la libération soudaine d'énergie engendre une onde de choc dans l'atmosphère. Pour un observateur se déplaçant avec l'onde de choc, le gaz en amont (non perturbé) s'écoule vers le front de choc à une vitesse supersonique, tandis que le gaz en aval s'en éloigne à une vitesse subsonique. De part et d'autre de l'onde de choc, le gaz est comprimé et chauffé : le gaz en aval est plus chaud, plus dense et à une pression plus élevée que le gaz en amont.

L'atmosphère terrestre est suffisamment dense pour que les particules de gaz entrent fréquemment en collision ; on peut donc souvent la décrire comme un fluide, en utilisant les équations de l'hydrodynamique. Mais une grande partie de l'espace est remplie de matière à l'état ionisé et de faible densité qu'on appelle un plasma. Dans un tel environnement, les ondes de choc ne sont pas transmises par des collisions directes entre particules, mais par les champs électriques et magnétiques générés par le plasma lui-même.

Ces ondes de choc sans collision sont considérées depuis longtemps comme des sites d'accélération efficace des particules. Dans le Système solaire, les collisions entre le vent solaire, le plasma en mouvement provenant du Soleil, et les champs magnétiques des planètes produisent des ondes de choc sans collision qu'on appelle des ondes de choc d'arc. Les observations in situ de l'accélération des particules dans ces conditions sont complexes et étaient autrefois principalement limitées à la magnétosphère terrestre, mais la situation a évolué, notamment grâce à la sonde Juno qui étudie la composition, l'atmosphère et la magnétosphère de Jupiter.

Les travaux de Savvas Raptis (Université Johns Hopkins,) et de ses collègues apportent désormais des informations tout aussi importantes mais cette fois sur la physique des plasmas autour de Jupiter. Les auteurs ont analysé des données recueillies par Juno dans la région en amont de l'onde de choc de Jupiter, en utilisant les instruments embarqués pour mesurer l'énergie des électrons provenant du vent solaire et de l'environnement de l'onde de choc.

L'accélération des particules dans les chocs sans collision est généralement attribuée au processus d'accélération diffusive par choc, au cours duquel les particules chargées gagnent de l'énergie par réflexions répétées à travers le front de choc. Le mouvement des particules est dispersé par les fluctuations turbulentes du champ magnétique de part et d'autre du choc, ce qui leur permet d'y retourner à de nombreuses reprises plutôt que de s'en échapper après un seul passage. Jusqu'à aujourd'hui, les preuves observationnelles directes permettant de déterminer où, dans un environnement de choc sans collision, l'accélération est la plus efficace restaient limitées.

En analysant les mesures de Juno, Raptis et ses collaborateurs montrent que les électrons peuvent être accélérés à des énergies d'au moins un mégaélectronvolt (MeV), non pas par l'accélération diffusive par choc, mais par des perturbations transitoires du plasma de courte durée, qui se produisent dans une région dynamique en amont du choc d'arc. Les transitoires de l'avant-choc sont générés par les interactions entre les particules réfléchies, les fluctuations du champ magnétique et le flux de plasma incident. Ils peuvent chauffer, diffuser et accélérer les particules avant qu'elles n'atteignent le front de choc.

Les astrophysiciens montrent que l'accélération maximale des électrons est déterminée par l'échelle spatiale de la zone de pré-choc, qui augmente avec la taille de l'onde de choc. Les auteurs suggèrent que ce modèle peut tout à fait être appliqué à d'autres systèmes astronomiques. 

L'analyse des astrophysiciens indique qu'à l'échelle planétaire, la taille de la zone de choc en amont est corrélée à celle de l'onde de choc. Or, la taille de la région d'accélération des particules permet de calculer leur énergie maximale, grâce à une relation standard (le critère de Hillas). Il y a donc une relation étroite entre la taille de la zone de choc et l'énergie des particules accélérées. Les chercheurs aboutissent à la conclusion majeure qu'il est possible de prédire l'accélération maximale que peuvent atteindre les particules dans ces systèmes planétaires en se basant uniquement sur la dimension du système de choc. Raptis et ses collègues franchissent ensuite une étape audacieuse en affirmant que ce modèle s'applique à d'autres systèmes astrophysiques où se produisent des chocs sans collision, notamment les jets émis par de jeunes étoiles (protoétoiles) et les restes de supernovas. Le cadre proposé permettrait d'unifier la physique de l'accélération par choc à des échelles différant de près de dix ordres de grandeur!

En combinant les observations sur Jupiter avec des données historiques provenant d'autres environnements planétaires, ils parviennent en effet à extrapoler cette relation d'échelle à des objets astrophysiques, notamment le jet protostellaire HH 211 et les restes de supernova SN 1987A et SN 1006. L'application de l'espace des paramètres connus pour ces ondes de choc non relativistes montre que ces processus fondamentaux peuvent accélérer des particules jusqu'à des énergies de l'ordre de la dizaine de TeV, une gamme d'énergie qui est susceptible de contribuer à la coupure observée des électrons dans le spectre des rayons cosmiques . Plus important encore, les énergies maximales prédites pour SN 1006 sont cohérentes avec les observations, ce qui confirme directement leur modèle.

Forts de ce constat, une étape cruciale consistera ensuite à évaluer le modèle présenté sur d'autres objets astrophysiques (par exemple, différents restes de supernova, des chocs de novas, des Jupiter ultra-chauds ou des jets de sursauts gamma) et à déterminer la contribution relative des divers accélérateurs astrophysiques au flux de rayons cosmiques. Ces accélérateurs incluent non seulement les chocs non relativistes sans collision (comme ceux étudiés ici), mais aussi des phénomènes tels que les ceintures de radiation, les amas d'étoiles massifs, les blazars, les vents ultra-rapides des noyaux galactiques actifs et les systèmes d'étoiles binaires. Ces travaux nécessiteront des simulations et des observations approfondies, menées de manière interdisciplinaire.

Bien que cela représente un défi, la taille des ondes de choc, l'intensité du champ magnétique et les propriétés du milieu entourant certains jets protostellaires et restes de supernova peuvent être estimées à partir d'observations directes, ce qui permettrait de tester et d'affiner le modèle proposé.

Une planète, une jeune étoile et un résidu de supernova peuvent sembler n'avoir que peu de points communs : ce sont des systèmes très différents présentant une vaste gamme de conditions physiques. L'hypothèse fascinante de Raptis et ses collègues, selon laquelle des structures de plasma transitoires en amont des chocs pourraient régir l'accélération des particules dans ces systèmes, devrait inciter à approfondir l'étude des environnements astrophysiques dans lesquels les particules sont accélérées, des échelles planétaires aux échelles extragalactiques.

Source

Relativistic electron acceleration at the bow shock of Jupiter and beyond

Savvas Raptis et al.

Nature volume 654(3 juin 2026) 

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10473-z

Illustrations

1. Schéma du processus d'accélération des électrons dans le front d'onde de choc (Nature)

2. Savvas Raptis

Un trou noir supermassif mesuré directement dans un Little Red Dot 700 millions d'années après le Big Bang

Les Little Red Dots (LRD) sont des tout petits noyaux galactiques actifs peu lumineux et très rouges qui ont été découverts ces dernières années grâce au télescope Webb à des décalages vers le rouge très grands, donc très tôt dans l’histoire cosmique. Une équipe d’astrophysiciens vient d’effectuer une mesure directe et dynamique de la masse du trou noir d'un tel LRD qui se trouve à un décalage vers le rouge de 7,04 (soit seulement 700 millions d’années post Big Bang). Le trou noir fait 50 millions de masses solaires et n’est entouré au maximum que d’une vingtaine de millions de masses solaires en étoiles, le reste n’est que du gaz primordial. De quoi éclairer l’origine des trous noirs supermassifs. L’étude est publiée dans Nature.

Abell 2744−QSO1 est un LRD un peu particulier, parce qu'il apparaît 3 fois du fait d'une forte lentille gravitationnelle induite par l'amas de galaxies Abell 2744 situé en avant plan. Ignas Juodžbalis (université de Cambridge) et ses nombreux collaborateurs internationaux (dont plusieurs français) ont combiné l'effet de lentille gravitationnelle sur Abell 2744−QSO1 et des données spectroscopiques profondes de Webb pour révéler une courbe de rotation qui s’avère incompatible avec un amas stellaire nucléaire, mais en revanche, cette courbe de rotation s'explique aisément par une rotation képlérienne autour d'une masse ponctuelle de 50 millions de masses solaires. La rotation képlérienne laisse peu de place à une composante stellaire dans une galaxie hôte, puisque les chercheurs obtiennent un ratio M_{trou noir} / M_*  > 2 . On est dans un cas très différent d’une galaxie habituelle puisqu’ici,  le trou noir est quasi « nu », avec un environnement quasi-primitif. Pour Juodžbalis et ses collaborateurs, ce LRD n’est rien d’autre qu’un germe de trou noir massif pris dans sa phase d'accrétion initiale.

Sur la base des relations virielles utilisant les largeurs de raies et les luminosités, une masse de trou noir d'environ 40 millions M_⊙  avait été estimée par trois études antérieures, avec l'hypothèse que les relations virielles, calibrées localement, restent applicables à un redshift z  = 7. En trouvant 50 millions de masses solaires par une mesure directe, Juodžbalis et ses collaborateurs démontrent ainsi que les calibrations virielles de la masse d’un trou noir s'appliquent à ce modèle prototypique de raie à grand redshift.

Les astrophysiciens établissent que la luminosité d'Eddington (L_Edd) du trou noir est de 7,6 × 10⁴⁵ erg s^-1 . En utilisant les relations d'échelle standard entre la raie Hα large et la luminosité bolométrique (L), ils en déduisent que le trou noir accrète de la matière bien en deçà de sa limite d'Eddington, avec L / L_Edd ≈ 0,02. Et si la relation entre la raie Hα large et la luminosité bolométrique est supérieure à celle estimée localement, alors L / L_Edd ≈ 0,01 ou même moins, ce qui indique que le trou noir pourrait être dans un état quasi-dormant. C'est pourquoi les estimations de masse du trou noir utilisant la luminosité bolométrique avec L / L_Edd = 1 ne correspondent pas à la mesure dynamique.

Par ailleurs, les chercheurs calculent une limite supérieure dynamique sur la masse stellaire de la galaxie Abell 2744−QSO1 (si on peut l’appeler comme ça) et elle vaut  20 millions M_⊙ . Ils précisent que, à leur connaissance, cette limite supérieure fait de QSO1 le trou noir massif le plus « nu » jamais découvert. Et ça colle avec une découverte précédente selon laquelle ce trou noir se trouve dans un environnement chimiquement quasi vierge. Pour Juodžbalis et ces collaborateurs, ceci démontre la possibilité d'une primauté des trous noirs, c'est-à-dire que les trous noirs se formeraient et croiteraient avant leur galaxie hôte.

Selon eux, les seuls scénarios qui peuvent expliquer un tel système sont d’une part ceux qui invoquent des « graines lourdes », comme les trous noirs à effondrement direct (résultant de l'effondrement direct de nuages massifs de gaz primordial) et d’autre part les trous noirs primordiaux (qui se seraient formés dans la première seconde après le Big Bang).

Mais, la plupart des scénarios d'effondrement direct de nuages massifs nécessiteraient une source importante de rayonnement ultraviolet à proximité, ce qui n'est pas observé ici (pas même une galaxie qui aurait pu produire un rayonnement ultraviolet par le passé). De plus, les modèles de trous noirs à effondrement direct suggèrent que leur croissance initiale est limitée par la fraction baryonique dans un halo en refroidissement, ce qui impose une limite supérieure au rapport M_{trou noir}/ M_dyn d'environ 0,1, soit plus d'un dex inférieur à la limite inférieure déduite par Juodžbalis et al.

Les chercheurs notent en revanche que la très faible métallicité de ce système constitue un argument indépendant en faveur du scénario des trous noirs primordiaux pour son origine. Toutefois, la masse observée de 50 millions M_⊙  est nettement supérieure à l'échelle de masse privilégiée qui est de l’ordre de 1 million M_⊙ pour  les trous noirs primordiaux , une valeur qui est donnée par l'époque d'annihilation électron-positron dans l'univers primordial. Par conséquent, pour eux, la masse observée nécessiterait soit une accrétion importante , soit une fusion rapide de nombreux trous noirs primordiaux.

Quel que soit le modèle spécifique, la masse élevée du trou noir de Abell 2744−QSO1 dans une époque cosmique aussi lointaine, avec son rapport M_TN/M⁎ extrêmement élevé, ainsi que son environnement de gaz quasi-pur , indiquent qu’il s’agit bel et bien d’une graine de trou noir massive qui est vue dans ses premières phases d'accrétion.

Source

A direct black-hole mass measurement in a little red dot at high redshift

Ignas Juodžbalis et al.

Nature 653 (27 mai 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10579-4

Illustrations

1. Les trois images de Abell 2744−QSO1 par la télescope Webb (NASA)

2. Ignas Juodžbalis

Découverte d'un système binaire de naines blanches avec transfert de masse

Une équipe d'astrophysiciens a observé un système binaire d'étoiles naines blanches où l'une des deux est en train d'absorber activement de la matière de l'autre. Cette étude publiée dans The Astrophysical Journal révèle l'une des images les plus nettes à ce jour de la manière dont les naines blanches ultracompactes échangent de la masse lorsqu'elles sont extrêmement proches l'une de l'autre. 

Les systèmes d'étoiles binaires sont souvent le théâtre de processus spectaculaires et violents où une étoile se déforme et absorbe de la matière de sa compagne. Mais dans les systèmes où les étoiles orbitent extrêmement près l'une de l'autre, on ignore encore à quoi peuvent ressembler ces transferts de masse. Rappelons que les naines blanches sont les vestiges laissés par des étoiles semblables au Soleil lorsque celles-ci épuisent leur combustible nucléaire et se débarrassent entièrement de leurs couches externes. L'équipe de Emma Chickles (MIT) a passé au crible des millions d'images d'étoiles binaires, et plus particulièrement des naines blanches, imagées à maintes reprises au cours de la dernière décennie par divers programmes d'observation stellaire. 

Les chercheurs ont pu observer en temps réel la variation de luminosité de ATLAS J1013−4516, un système composé d'une paire binaire de naines blanches. Cette variation correspond à l'éclipse mutuelle des deux étoiles, avec une période extrêmement courte : seulement 8,56 minutes ! Qui dit période orbitale très courte dit distance très faible. Si faible que l'une des deux composantes aspire de la matière de sa compagne binaire et la transfère sur un disque d'accrétion compact et surchauffé (25900 K).

ATLAS J1013−4516 est classée dans la famille des binaires AM Canum Venaticorum (AM CVn), une classe rare de systèmes binaires ultracompacts dans lesquels une naine blanche accrète de la matière riche en hélium provenant d'une étoile donneuse dégénérée ou semi-dégénérée. Leurs périodes orbitales varient généralement d'environ 5 à 70 minutes, et leur spectre bleu continu, leur forte émission He I /He II et l'absence de raies de Balmer les distinguent des variables cataclysmiques accrétant de l'hydrogène.

Le suivi avec le spectrographe LMAS (Large Lenslet Array Magellan Spectrograph) révèle en effet un disque d'accrétion dominé par l'hélium, et la photométrie à haute vitesse d'ULTRACAM met en évidence des éclipses primaires et secondaires prononcées. Chickles et ses collaborateurs ont établi une base de chronométrage sur une décennie en exploitant les courbes de lumière des relevés ATLAS et Gaia, ainsi que les images à haute vitesse d'ULTRACAM sur le New Energy Telescope et de proto-Lightspeed sur le télescope Magellan. À partir de cette ligne de base temporelle, ils ont mesuré la dérivée de la période orbitale qui vaut -1,60 10^-12 s.s^-1. La mesure de la dérivée de la période orbitale (accéleration ou ralentisseent) permet d'étudier directement l'équilibre qui existe entre les pertes de moment cinétique dues à l'émission d'ondes gravitationnelles et l'expansion orbitale qui est induite par le transfert de masse. De telles mesures n'ont seulement été réalisées que pour quelques binaires ultracompactes présentant des dérivées de période orbitale significatives et non nulles. Ici, interprétée dans le contexte d'un transfert de masse stable, l'amplitude et le signe de la dérivée de la période indiquent que l'évolution orbitale est régie par l'interaction entre les pertes de moment angulaire induites par les ondes gravitationnelles et le transfert de masse. 

Cela permet de sonder directement la réponse structurelle de l'étoile donneuse à la perte de masse. Les chercheurs contraignent les masses de l'étoile accrétrice et de l'étoile donneuse à partir d'arguments de transfert de masse stables, en supposant que la perte de moment angulaire est principalement due à l'émission d'ondes gravitationnelles. La donneuse fait 0,1 masse solaire et celle qui accrète pèse 0;87 masses solaire.

Chickles et ses collaborateurs en déduisent la déformation caractéristique des ondes gravitationnelles du système binaire dans l'optique d'une détection par les futurs observatoires spatiaux d'ondes gravitationnelles, tels que LISA (Laser Interferometer Space Antenna) qui sera à même de le détecter directement. Ils prévoient ainsi une déformation caractéristique correspondant à un rapport signal sur bruit de LISA supérieur à 10 sur 4 ans, faisant d'ATLAS J1013−4516 une source prometteuse pour l'étude de l'évolution orbitale à long terme dans le régime de transfert de masse. 

Grâce à près d'une décennie d'observations réalisées avec ATLAS, Gaia, ULTRACAM et proto-Lightspeed, Emma Chickles et son équipe ont ainsi mesuré une dérivée négative de la période orbitale de ATLAS J1013−4516, dont l'amplitude est réduite par rapport à la prédiction du processus d'émission d'ondes gravitationnelles. Ceci indique que le transfert de masse en cours compense partiellement les pertes de moment angulaire dues aux ondes gravitationnelles, et donc favorise une donneuse d'hélium semi-dégénérée et thermiquement gonflée. Associée aux contraintes géométriques issues des éclipses, l'observation d'ATLAS J1013−4516 permet de tester précisément l'influence de la structure de la  donneuse sur l'évolution orbitale séculaire, et ça, aux périodes les plus courtes atteintes par les binaires de naines blanches en phase d'accrétion de disque.

Des découvertes récentes ont révélé une population restreinte mais diversifiée de systèmes AM CVn ultracompacts de période orbitale inférieure à ∼10 minutes, présentant une grande variété de morphologies de courbes de lumière et des dérivées de période orbitale positives et négatives. ATLAS J1013−4516 illustre cette diversité tout en étant l'un des rares systèmes de ce régime à présenter des éclipses profondes et une période orbitale mesurée avec précision , ce qui en fait un modèle particulièrement précieux pour tester les modèles de transfert de masse via le disque et la thermodynamique des donneuses d'hélium.

Source

An Eclipsing 8.56 Minutes Orbital Period Mass-transferring Binary

Emma T. Chickles 

The Astrophysical Journal, Volume 1000, Number 2 (26 march 2026)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae4871

Illustrations

1. Vue d'artiste d'un système binaire de naines blanches (CalTech)

2. Emma Chickles