Un trou noir de 600 000 masses solaires dans le Grand Nuage de Magellan révélé par des étoiles hypervéloces

Une équipe d’astrophysiciens vient de mettre en évidence la présence d’un trou noir supermassif de 600 000 masses solaires dans la Grand Nuage de Magellan (LMC), grâce à l’analyse de la trajectoire de 10 étoiles hypervéloces qui en sont issues. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal.

Les étoiles hypervéloces (HVS) sont principalement produites par le mécanisme de Hills. Le mécanisme de Hills nous dit que lorsqu'une binaire stellaire s'égare près d'un trou noir supermassif, une étoile du couple peut être capturée, tandis que l'autre est éjectée à des vitesses pouvant atteindre plus de 1000 km s^-1. L'étoile capturée peut ensuite produire un événement de rupture de marée observable ou une variété de classes apparentées de transitoires. L'étoile éjectée, elle, est projetée dans le halo galactique, où elle peut être observée pendant des centaines de mégannées avant de sortir de la galaxie à jamais. Le relevé HVS Survey a permis de détecter 21 étoiles de type B de la séquence principale qui se trouvent dans le halo extérieur de la Voie Lactée et qui sont compatibles avec une éjection par le mécanisme de Hills.

Jiwon Jesse Han (Smithonian Center for Astrophysics, Harvard) et ses collaborateurs ont revisité les trajectoires de ces étoiles à la lumière des mouvements propres du relevé astrométrique de précision de Gaia ainsi que des contraintes modernes sur l'orbite du LMC autour de la Voie Lactée. Ils ont constaté que la moitié des HVS découvertes par le HVS Survey remontent non pas vers le Centre Galactique mais vers le LMC.

La recherche observationnelle de HVS la plus fructueuse à ce jour a été le HVS Survey (W. R. Brown et al. 2006). Suite à la découverte fortuite d'une étoile B non liée dans le halo externe par W. R. Brown et al. en 2005, le relevé HVS a effectué une recherche systématique d'étoiles B non liées dans le halo via un suivi spectroscopique de candidates sélectionnées par photométrie. Comme il n'y a pas eu de formation récente d'étoiles dans le halo, toutes les jeunes étoiles trouvées dans le halo doivent y avoir voyagé d'ailleurs. L'étude HVS a ciblé les étoiles B parce qu'elles sont principalement jeunes et qu'elles peuvent être efficacement sélectionnées par photométrie. Pendant près d'une décennie, l'étude a permis d'obtenir les spectres de plus de 1400 sources du halo, conduisant finalement à la découverte de 21 étoiles de type B suspectées d'être non liées (W. R. Brown et al. 2014). Ces étoiles se trouvent à des distances de 50 à 120 kpc et ont des masses de 2,5 à 4 M_⊙. Le relevé avait une fonction de sélection bien définie, ce qui rend l'échantillon bien adapté à la modélisation de la population.

Il existe d'autres processus, en plus du mécanisme de Hills, qui peuvent accélérer les étoiles à des vitesses élevées. Le plus important est le kick décrit par Blaauw  en 1961, où une étoile est éjectée d'une binaire lorsque sa compagne explose. Pour les étoiles compactes, telles que les naines blanches et les sous-naines chaudes, cela peut produire des vitesses d'éjection comparables au mécanisme de Hills. En effet, la deuxième candidate HVS découverte a été US 708 (également connue sous le nom de HVS 2 ; H. A. Hirsch et al. 2005), qui est une naine chaude brûlant de l'hélium, qui a presque certainement été éjectée d'une supernova. Cependant, les étoiles B de la séquence principale ne peuvent pas être éjectées de supernovas avec des vitesses aussi élevées : leur vitesse maximale d'éjection de supernova est d’environ 500 km s^-1, et la grande majorité d'entre elles sont éjectées à des vitesses beaucoup plus lentes de seulement quelques dizaines de kilomètres par seconde. Les interactions à trois et quatre corps dans les amas d'étoiles ont également été proposées comme un autre mécanisme de production d'étoiles à grande vitesse, mais elles produisent généralement des vitesses plus lentes que le mécanisme de Hills, et le taux d'éjection prédit des étoiles avec des vitesses supérieures à 500 km s^-1 est beaucoup plus faible que le taux de naissance des HVS observés (W. R. Brown 2015).

Une caractéristique de l'échantillon de HVS découvert par l'étude HVS qui s'est avérée difficile à expliquer, c’est la distribution anisotrope des étoiles sur le ciel : environ la moitié des HVS non liées se trouvent dans la direction de la constellation du Lion, avec 52% (11 sur 21) des étoiles regroupées dans seulement 5% de la zone couverte par l'étude HVS. Les chercheurs appellent ce regroupement la « surdensité de Leo ». Plusieurs modèles ont été proposés pour expliquer la surdensité de Leo, comme par exemple un potentiel gravitationnel galactique anisotrope ou l'éjection d'étoiles d'une galaxie naine perturbée par la marée. Mais une idée particulièrement convaincante a été avancée par D. Boubert & N. W. Evans en 2016, ils ont étudié la distribution des HVS provenant d'un hypothétique trou noir de 170 000 M_⊙ dans le Grand Nuage de Magellan et ils ont trouvé que la distribution résultante est dipolaire sur le ciel, en raison du mouvement orbital du LMC.

Han et son équipe ont repris la même idée, mais cette fois en bénéficiant des données astrométriques de Gaia. Etant donné leur distance typique de ∼70 kpc, les HVS ont de petits mouvements propres de l'ordre de 1 mas par an. Il est donc difficile de retracer les HVS jusqu'à leur site de lancement. Les mesures de Gaia ont permis à plusieurs auteurs de réexaminer les trajectoires des HVS et de monter que plusieurs HVS ne remontent pas jusqu'au centre galactique.

Parmi ces étoiles hypervéloces, l'étoile HE 0437-5439, également connue sous le nom de HVS 3 (H. Edelmann et al. 2005), fournit un indice très intéressant. Cette étoile de 9 M⊙ se trouve à ∼60 kpc du centre galactique mais à seulement ∼15 kpc du LMC. Il est peu probable qu'elle provienne de la Voie Lactée, car cela nécessiterait un temps de vol beaucoup plus long que la durée de vie d'une étoile de 9 M_⊙. Les mouvements propres de Gaia permettent maintenant de déterminer définitivement que l'étoile est tracée jusqu'au LMC (D. Erkal et al. 2019).

Han et ses collaborateurs ont donc construit un modèle prospectif pour des HVSs éjectées par un trou noir supermassif dans le LMC par le mécanisme de Hills et qui seraient observées par la fonction de sélection de l'étude HVS. Les distributions spatiales et cinématiques des HVSs prédites par la simulation sont remarquablement similaires aux distributions observées. En particulier, les chercheurs reproduisent le regroupement évident d’HVS autour de la constellation du Lion. Ils expliquent que ce regroupement se produit parce que les HVSs du LMC voient leur vitesse boostée de 300 km s^-1 par le mouvement orbital du LMC, et que les étoiles lancées parallèlement à ce mouvement sont préférentiellement sélectionnées comme candidates HVS.

Les astrophysiciens ont construit un test selon lequel chaque étoile provient soit du centre galactique, soit du centre du LMC. Parmi les 16 étoiles qu’ils peuvent classer avec confiance, sept sont cohérentes avec une origine du Centre Galactique, tandis que les neuf autres étoiles sont cohérentes avec une origine du centre du LMC.

Les HVS originaires du LMC sont regroupées sur le ciel et montrent des vitesses d'éjection systématiquement plus faibles, ce qui est cohérent avec le fait qu'elles ont été produites par un trou noir supermassif moins massif que Sgr A*. Han et ses coauteurs en concluent qu’un trou noir supermassif dans le centre du LMC, qu’ils nomment LMC*, peut produire de façon auto-consistante des étoiles hypervéloces qui correspondent aux distributions observées des positions et des vitesses du relevé HVS. Et ce modèle prédit une surdensité de HVSs à l'endroit précis de la surdensité de Leo.

Han et ses collaborateurs ont appliqué également le cadre de leur modèle prospectif aux étoiles fugueuses provenant du disque du LMC et du disque galactique, éjectées à des vitesses mesurées pour les HVS provenant du LMC. Ils constatent que si de telles sorties de disque rapides existent, elles devraient être facilement détectables avec le relevé HVS ; et d'autre part, ils observent que la distribution de ces étoiles à l'heure actuelle est significativement plus dispersée sur le ciel par rapport aux observations, en raison d'un étalement des vitesses tangentielles induites par la rotation du disque du LMC. Ils en concluent donc que les HVS observées, originaires du LMC, doivent être principalement produites par un trou noir supermassif dans le LMC. Ils montrent des preuves supplémentaires de l'existence de LMC*, comme ils l'ont baptisé, en se basant sur l'étoile HE 0437-5439, qui a été éjecteé à une vitesse trop élevée pour être expliqué par autre chose que le mécanisme de Hills. Enfin, les chercheurs ont produit une série de simulations pour différentes masses de LMC* et différentes propriétés binaires afin d'effectuer une recherche de paramètres, et notamment la masse de ce trou noir supermassif. Les observables clés des simulations sont les vitesses moyennes d'éjection induites par Sgr A* et LMC*, et le rapport de comptage entre les deux populations de HVS. 

La masse la plus probable que Han et son équipe trouvent est d'environ 600 000 masses solaires. Ils précisent que cette masse de LMC* est significativement plus grande que ce qui a été précédemment supposé dans la littérature (par exemple, D. Erkal et al. 2019 supposaient une masse de LMC* de 10 000 M⊙ minimum, et A. Gualandris & S. Portegies Zwart en 2007 concluaient à une masse supérieure à 1000 M⊙). 

Ils précisent qu'alors qu'un trou noir plus léger - comme considéré dans des travaux précédents - peut produire une HVS comme HE 0437-5439, en revanche, seul un trou noir supermassif peut produire un nombre comparable de HVS à ce que produit Sgr A*. Par ailleurs, les limites supérieures d'observation directe de la masse de LMC* sont bien plus élevées que n'importe laquelle de ces valeurs, à environ 10 millions  M ⊙ minimum (H. Boyce et al. 2017).

Un autre élément très intéressant, c'est que l'on sait que la dispersion de vitesse stellaire et la masse du trou noir supermassif  d'une galaxie sont fortement corrélées. Bien que le LMC n'ait pas de bulbe classique, on peut utiliser la dispersion de vitesse de sa barre et de son halo stellaire interne (∼50 km s -) pour estimer où se situerait le LMC* sur la relation M − σ. Han et ses collaborateurs montrent deux versions de la relation M − σ : l'une déduite d'un large échantillon de galaxies et l'autre adaptée aux trous noir supermassifs de faible masse. Pour les deux relations, 600 000 M⊙ tombe presque exactement sur la ligne σ  = 50 km s-1. Bien que ces relations aient une incertitude typique d'environ 0,5 dex (un facteur 3 dans en linéaire), il est clair qu'une masse de LMC* de 600 000 M⊙ est bien dans la plage attendue.

Un autre test de cohérence est proposé par Han et ses coauteurs : il consiste simplement à mettre à l'échelle la masse de Sgr A*, 4 millions M⊙, au rapport de masse stellaire du LMC à la Voie Lactée, ce qui donne une valeur de 200 000 M⊙ . En rappelant que Sgr A* tombe sous la relation M − σ par un facteur d'environ 2, on peut alors naïvement s'attendre à une masse de LMC* d'environ 400 000 M⊙, ce qui est dans la plage de masse dérivée par Han et al.. Les chercheurs en concluent que la masse de LMC* dérivée de cette étude est entièrement compatible avec la relation M − σ .

Han et ses collaborateurs rappellent en conclusion qu'il existe une incertitude majeure concernant l'orbite du LMC, qui provient des incertitudes observationnelles sur les positions, les vitesses et les masses des Nuages ​​de Magellan. Par exemple, une variation de 50 % de la masse totale du LMC peut entraîner une différence actuelle allant jusqu'à environ 40 km s-1 dans les vitesses des HVS. Bien que ces variations aient un impact mineur sur la population globale des HVS, elles peuvent altérer les orbites inférées des étoiles individuelles tracées jusqu'au centre du LMC. Mais compte tenu de ces incertitudes, ils soulignent que la prédiction de la surdensité de Leo est indépendante des orbites précises : seul un trou noir supermassif dans le LMC peut produire une surdensité de HVS étroite telle qu'observée dans les données.

Du coup, ils peuvent même utiliser les HVS observées originaires du LMC pour contraindre l'orbite réelle du LMC. L'historique orbital correct du système LMC–Voie Lactée devrait maximiser le chevauchement des HVS d'origine LMC avec les positions passées du centre du LMC. Han et son équipe gardent cette idée pour une future étude... 

Source

Hypervelocity Stars Trace a Supermassive Black Hole in the Large Magellanic Cloud

Jiwon Jesse Han et al.

The Astrophysical Journal, Volume 982, Number 2 (28 march 2025)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/adb967

Illustrations

1. Cartographie des positions des étoiles hypervéloces éjectées du LMC par le mécanisme de Hills (Han et al.). 

2. Jiwon Jesse Han et al.

L'autre gros risque sur Mars : la poussière

On le sait, l'exposition à la poussière sur la Lune a provoqué des troubles pulmonaires considérables chez les astronautes lors des missions Apollo. Mais qu’en est-il des effets de la poussière sur Mars ? Des chercheurs se sont penchés sur la question et le résultat n’est pas réjouissant pour ceux qui croient encore que l’Homme pourra gambader sur la planète rouge…

Justin Wang (university of South California) et ses collaborateurs ont examiné comment des substances analogues aux composants dangereux de la poussière martienne ont provoqué des maladies chez l’Homme. En raison de la petite taille de ses grains, la poussière martienne est plus susceptible de provoquer une irritation des poumons, d'être absorbée dans le sang et de provoquer des maladies chez les astronautes. Les composants toxiques de la poussière martienne comprennent des perchlorates, de la silice, des oxydes de fer nanophasés et du gypse, ainsi que des traces de métaux toxiques dont l'abondance est débattue : chrome, béryllium, arsenic et cadmium. Les effets prévus de l'exposition aux poussières vont de l'asymptomatique au mortel, de nombreuses substances étant cancérigènes et la plupart des dommages affectant le système pulmonaire.

Depuis plus de 20 ans, on sait que la vie dans l’espace est plus que compliquée : l'absence de contraintes normales dues à la gravité entraîne une perte musculaireet une perte osseuse. Cette perte osseuse peut entraîner une augmentation du calcium dans l'urine, ce qui peut précipiter la formation de calculs rénaux. En outre, la microgravité entraîne une réduction de 11 % du volume sanguin total, une atrophie cardiaque et des arythmies. Ce déplacement de liquide dans le corps provoque également des changements dans le système vestibulaire, tels qu'une réduction de l'équilibre et le mal des transports. Des changements immunologiques ont également été évalués, notamment la réactivation de virus latents et l'affaiblissement de l'immunité acquise. Et évidemment, un autre risque particulièrement important est celui des rayonnements ionisants nocifs provenant du soleil sous la forme de particules énergétiques (SEP) et des rayons cosmiques galactiques (GCR). La magnétosphère terrestre protège un peu les astronautes en orbite terrestre basse à bord de l'ISS et, dans une certaine mesure, sur la surface lunaire lorsque la Lune se trouve dans la queue magnétique de la Terre. Mais une mission humaine sur Mars ne bénéficierait pas de la même protection, et les problèmes de santé potentiels comprennent le développement de la cataracte, le cancer, la fibrose pulmonaire et les dommages au système nerveux central.

Et une fois posé sur la surface d’un astre, et sortis de leur Starship de merde sans espoir de redécoller, une autre source de risque sanitaire apparaît pour les astronautes : la poussière. Cela avait été une surprise pour les premiers équipages des missions Apollo. En raison de l'absence d'érosion sur la Lune, la poussière était abrasive et nocive pour les astronautes d'Apollo. Les réactions avec le rayonnement galactique et solaire conduisent en effet au développement de fer nanophasé, qui rend la poussière magnétique, électrostatique et toxique en raison de la formation d'espèces réactives à l'oxygène lorsqu'elle entre en contact avec les tissus humains. En outre, cette charge électrostatique a permis à la poussière d'adhérer facilement aux combinaisons spatiales des astronautes, qui l'ont ensuite introduite dans l'habitat lunaire. Les symptômes les plus signalés à l’époque, après seulement quelques jours in situ, étaient la toux, l'irritation de la gorge et les yeux érythémateux et larmoyants accompagnés d'une baisse de la vision.

Les échantillons de sol ramenés de la Lune par Apollo ont été étudiés en laboratoire pour évaluer les risques encourus par les astronautes et en 2014, le Lunar Airborne Dust Toxicity Advisory Group (LADTAG) a fixé une limite d'exposition admissible de 0,3 mg/m³ pour une mission lunaire de six mois avec huit heures d'exposition à la poussière lunaire pendant cinq jours par semaine (James et al., 2014). Bien que les astronautes d'Apollo n'aient présenté que des symptômes à court terme, les résultats de plusieurs études suggèrent qu'une exposition prolongée peut avoir des effets chroniques. Pohlen et al. (2022) ont proposé des contre-mesures potentielles pour lutter contre la toxicité de la poussière lunaire, telles que les technologies de dépoussiérage, les filtres HEPA, les moniteurs de qualité de l'air et les scaphandres, qui sont également tous pertinents pour limiter l'exposition à la poussière sur Mars.

Bien que la poussière martienne ne soit pas aussi abrasive que la poussière lunaire en raison de l'érosion accrue à la surface de la planète rouge, Wang et ses collaborateurs expliquent qu’elle partage de nombreuses propriétés avec la poussière lunaire et constitue un réél risque pour des astronautes. La poussière sur Mars est électrostatique, magnétique, abrasive, hautement oxydante, chimiquement réactive, de forme irrégulière avec des bords arrondis, et a un diamètre de 2 μm jusqu'à 8 µm pendant les tempêtes de poussière, avec un diamètre moyen de ∼3 μm (Lemmon et al., 2019 ; Ming & Morris, 2017 ; National Research Council, 2002).

Malgré les efforts sur les barrières physiques, combinaisons et autres filtres, les qualités électrostatiques, magnétiques et la finesse des grains de poussière rendent la contamination inévitable selon les chercheurs.

Aucun échantillon de poussière martienne n'a été analysé dans les laboratoires terrestres et, bien que la télédétection et la modélisation aient révélé une distribution bimodale probable de la taille des particules de poussière (Esposito et al., 2011 ; Määttänen et al., 2024), sa composition spécifique, sa forme, sa taille et son uniformité à la surface de la planète restent pour l'instant incertaines. Plusieurs études réalisées à partir d'expériences de rovers et de données d'orbiteurs ont toutefois identifié des minéraux et des produits chimiques potentiellement toxiques dans la poussière martienne (National Research Council, 2002). La croûte de Mars est principalement composée de roches ignées mafiques à ultramafiques, typiquement classées comme basaltes. La composition élémentaire de la croûte est similaire à celle de la Lune, avec Si > Mg > Fe. Mais Mars a des quantités plus élevées de Fe et de S (et d'autres volatiles) par rapport à la Lune. Contrairement à la Lune, Mars a connu des conditions humides prolongées (des millions d'années) à la surface qui ont conduit à une altération chimique généralisée de la croûte basaltique, ainsi qu'à l'altération et à la concentration de minéraux secondaires. Les roches d'origine ont été transformées en divers produits d'altération, dont d'abondants minéraux sulfatés, des minéraux argileux (phyllosilicates), des chlorures/chlorates et des carbonates occasionnels. Certains de ces produits altérés en milieu aqueux, qui n'ont pas de contrepartie lunaire, ainsi que les minéraux/éléments primaires en vrac dans la croûte, peuvent présenter des risques importants pour la santé humaine, pour Wang et ses collaborateurs.

L'exposition à la poussière martienne peut se faire par voie cutanée, par contact oculaire, par ingestion ou par inhalation dans les cavités buccales et nasales. La gravité des maladies pulmonaires fait de l'inhalation de poussières la préoccupation majeure pour la santé des astronautes. Avec un diamètre moyen de ∼3 μm, la majorité de cette poussière pénétrera probablement les défenses immunitaires physiques des voies respiratoires, car le mucus des poumons n'est pas en mesure d'expulser les particules de poussière dont le diamètre est inférieur à 5 μm. Ainsi, la poussière sur Mars est plus susceptible de provoquer une irritation des poumons, d'être absorbée dans la circulation sanguine et d'entraîner des maladies.

Les chercheurs précisent que les astronautes étant déjà médicalement prédisposés à certaines maladies dues aux vols spatiaux et à une exposition accrue aux rayonnements, les risques géologiques pour la santé sur Mars doivent être pris en compte dans le contexte global de l'altération du corps humain au cours d'un voyage dans l'espace. Selon eux, le paysage géologique unique de Mars et la composition de la poussière qui en découle introduisent une série de risques sanitaires difficiles, selon eux. Ils en font la liste :

• Particules de poussière en aérosol : Les poussières d'un diamètre <5 μm ne peuvent pas être expulsées par le mucus pulmonaire et sont absorbées dans la circulation sanguine
• Perchlorates : Impacts sur la thyroïde provoquant une anémie aplastique.
• Silice : Maladie pulmonaire (silicose) ; effets rénaux ; effets immunologiques.
• Basalte et pyrite : Maladie pulmonaire
• Oxydes de fer nanophasés : Maladie pulmonaire ; susceptibilité aux infections
• Gypse : Blocage gastro-intestinal (absorption) ; maladie pulmonaire fibrotique (inhalation)
• Chrome (VI) : Maladie pulmonaire fibrotique ; gastro-entérite hémorragique ; ulcération de la cloison nasale
• Béryllium : Maladie pulmonaire (bérylliose)
• Cadmium : Pneumonie interstitielle ; maladie rénale ; ostéoporose et ostéomalacie
• Arsenic : Neuropathie ; cancer.

La petite taille de la poussière martienne fait que la plupart des particules de poussière sont des précipitateurs plus puissants de maladies humaines. Bon nombre des toxines identifiées sont largement répandues sur la planète rouge, et leurs effets doivent être bien étudiés avant une éventuelle occupation humaine de Mars, selon les chercheurs. La prévention et l'élimination de l'exposition à la poussière restent les contre-mesures les plus efficaces. Les technologies d'atténuation des poussières mises au point pour l'exploration lunaire devront peut-être être modifiées pour mieux répondre aux besoins des missions martiennes. Sur Mars, les technologies de filtration doivent également éliminer les oxydants particulaires et être efficaces pendant les tempêtes de poussière martiennes. Ces systèmes doivent également être conçus dans l'optique d'un réapprovisionnement limité. Pour Wang et ses collaborateurs, une atténuation efficace des poussières nécessitera une combinaison de stratégies, notamment une planification opérationnelle, des contrôles passifs et des technologies d'atténuation actives.

Wang et ses collègues précisent qu’il serait nécessaire de prévenir les maladies dues à une exposition chronique légère.  Ils proposent par exemple une supplémentation en iode contre les effets du perchlorate et en vitamine C pour l'exposition au Chrome. Les suppléments et les médicaments destinés aux astronautes doivent cependant être administrés avec prudence, car les conséquences des effets secondaires sont plus préoccupantes dans ce contexte. Par exemple, un excès de vitamine C peut précipiter la formation de calculs rénaux, qui constituent déjà un risque accru pour les astronautes vivant dans un environnement de microgravité.

En ce qui concerne la présentation d'une maladie aiguë, la chirurgie n’est pas envisageable sur place, mais des traitements et médicaments pourraient être utilisés pour une thérapie de multiples symptômes aigus, comme des bronchodilatateurs pour les bronchospasmes, le lavage gastrique et le charbon actif pour l'ingestion de toxines, et les rinçages pour les expositions cutanées et oculaires.

Les chercheurs précisent que si nombre de ces risques ne sont pas susceptibles de provoquer à eux seuls des maladies graves, des expositions combinées peuvent amplifier leurs effets délétères. La majorité de ces risques géologiques martiens provoquent des maladies pulmonaires restrictives et fibrotiques (silice, basalte, gypse, chrome hexavalent et béryllium). En outre, comme les astronautes sont exposés à des quantités plus importantes de rayonnements, ils sont susceptibles de développer une fibrose pulmonaire radio-induite (Christofidou-Solomidou et al., 2015), l'impact combiné sur les poumons des astronautes pourrait être bien plus qu'additif, mais synergique. Evidemment, le développement de tout type de fibrose pulmonaire chronique au cours d'une mission d'exploration de longue durée serait préjudiciable à la mission et potentiellement fatal pour les astronautes.

La toxicité de la poussière lunaire était un risque sanitaire imprévu lors des missions Apollo. Une mission vers Mars n'a pas le luxe d'un retour rapide sur Terre pour un traitement, et ne peut pas non plus compter sur le soutien à distance des chirurgiens, en raison des délais de communication pouvant aller jusqu'à 40 minutes aller-retour. L'exposition prolongée à la poussière par rapport aux missions lunaires et la capacité réduite à lutter contre les maladies après une longue période d'adaptation à la microgravité et à une exposition accrue aux radiations, rendent le risque géologique liés à la poussière un problème critique à résoudre pour une éventuelle exploration humaine de Mars.

Wang et ses collaborateurs insistent sur le fait que la limitation de l'exposition à la poussière est le principal moyen, et le plus efficace, de prévenir les maladies chez les astronautes. En guise de conclusion, ils encouragent les scientifiques, les ingénieurs et les médecins de différentes disciplines à travailler ensemble à la recherche d'une solution.

Et si la meilleure solution était simplement de rester sur la planète pour laquelle on est adapté depuis plusieurs millions d’années ?

 

Source

Potential Health Impacts, Treatments, and Countermeasures of Martian Dust on Future Human Space Exploration

Justin L. Wang et al.

GeoHealth (12 February 2025)

https://doi.org/10.1029/2024GH001213

Illustration

Une tempête de poussière sur Mars (artiste) (MARK GARLICK/SCIENCE PHOTO LIBRARY )

Une myriade de trous noirs stellaires autour de Sgr A*

Une équipe de chercheurs vient de trouver une preuve de la présence d'une grande population de trous noirs stellaires qui se trouveraient tout autour de Sgr A* et qui ont pour effet de détruire les grosses étoiles de son voisinage le plus proche en quelques millions d'années. Cela explique pourquoi on ne voit pas de telles étoiles dans cette zone. Ils publient leur étude dans Astronomy & Astrophysics.

On pense généralement que le parsec le plus profond du centre galactique devrait abriter une population de trous noirs de masse stellaire. Mais la structure et les propriétés de cette population restent largement inconnues malgré d'importantes avancées théoriques ainsi que d'observations. C'est principalement dû au fait que les observations de trous noirs stellaires reposent généralement sur la détection du rayonnement provenant de la matière environnante en accrétion, qui n'est pas toujours disponible. Pour cette raison, une fraction potentiellement importante de la population de trous noirs peut rester indétectable. Des travaux récents de Zhao et al. (2022) font état de quelques dizaines de « sources radio hypercompactes » pouvant représenter des restes stellaires massifs candidats dans le parsec central de notre Galaxie. 

Plusieurs sources possibles et non exclusives des trous noirs de masse stellaire du centre galactique ont été suggérées, chacune conduisant à des propriétés différentes de la population de trous noirs résultante. Ces trous noirs pourraient être nés à plus grande échelle (quelques pc de rayon), formés dans un amas d'étoiles nucléaires et pourraient s'être accumulés de manière dynamique dans ses parties centrales. En 2018, Baumgardt et al. ont démontré , au moyen d'une modélisation numérique à N corps, que durant une évolution de l'amas nucléaire d'étoiles, aussi longue que le temps de Hubble, avec des événements répétitifs de formation d'étoiles, seuls environ 300 trous noirs de masse stellaire migrent vers les 0,1 pc les plus profonds du centre galactique. Par conséquent, malgré sa masse totale importante, l'amas nucléaire d'étoiles ne semble pas être une source très efficace de trous noirs de masse stellaire pour sa région la plus profonde.

Une autre hypothèse implique que ces trous noirs de masse stellaire pourraient être des reliques de la formation du trou noir supermassif Sgr A ⋆ lui-même, dans le modèle Kroupa et al. (2020) . Dans ce modèle, au début de la formation d'une galaxie elliptique, ou d'un bulbe, un amas d'étoiles hypermassives se forme en son centre. Après la mort des étoiles massives, les plus de 100000 trous noirs de masse stellaire fusionnent rapidement en raison de l'afflux de gaz provenant du bulbe encore en formation, conduisant à la formation du trou noir supermassif en quelques centaines de millions d'années, mais laissant aussi très probablement une population résiduelle de trous noirs stellaires à proximité. 

Une autre façon d'accumuler des trous noirs de masse stellaire dans les régions les plus profondes du centre galactique, c'est la formation in situ d'étoiles massives dans des disques d'accrétion gazeux autour de Sgr A⋆. Il s'agit d'un scénario de formation favorable pour le jeune amas stellaire (≈5 mégannées) qui est observé entre 0,04 et 0,5 pc de Sgr A ⋆ en projection. Cet amas contient actuellement plus d'une centaine d'étoiles de type OB et de Wolf-Rayet très massives qui finiront leur vie en trous noirs. Sa fonction de masse actuelle est globalement très lourde, probablement en raison de sa formation dans l'environnement extrême qui a directement donné une telle distribution de masse. 

Avec ces différentes hypothèses en tête, Jaroslav Haas (Université Charles) et ses collaborateurs ont étudié quel serait l'impact d'une grande population de trous noirs stellaires dans le voisinage de Sgr A* sur la population d'étoiles qui y résident. Certes, la formation d'étoiles dans le parsec le plus intérieur de notre Galaxie fait toujours l'objet d'un débat, mais il a été suggéré qu'elle était récurrente. Un afflux continu de gaz provenant de régions plus éloignées pourrait en effet s'accumuler à proximité de Sgr A ⋆ et former des étoiles massives dont les vents empêchent tout nouvel afflux de gaz jusqu'à ce qu'ils cessent en raison de l'évolution stellaire et que le cycle entier se répète.

En prenant l'amas de jeunes étoiles actuellement observé comme représentatif de la formation d'étoiles dans le parsec le plus interne de la Galaxie et en supposant que de telles étoiles s'y sont formées en continu sur des échelles de temps cosmologiques, Haas et ses collaborateurs font une estimation de la densité numérique de trous noirs de masse stellaire résultante.

Ils considèrent que la durée de vie typique d'une étoile qui termine sa vie en trou noir peut être estimée approximativement à 5 millions d'années. En considérant la centaine d'étoiles de ce type dans le jeune amas observé, ils arrivent alors à un taux de formation d'étoiles de 2 × 10-5 an-1 , ce qui donne environ 200 000 trous noirs sur 10 Gigannées. Comme les jeunes étoiles sont situées principalement à 0,1 pc de Sgr A ⋆ , la densité numérique de trous noirs correspondante est d'environ 2 × 10^8 pc-3 .

Les chercheurs notent que l'existence d'un amas de trous noirs de cette densité devrait avoir un impact significatif sur la population stellaire, en raison des collisions et des rencontres rapprochées des étoiles avec les trous noirs stellaires. Afin de quantifier le phénomène, les astrophysiciens supposent que la densité numérique, n • , des trous noirs est constante dans le volume d'espace où les interactions devraient se produire. Ils définissent une collision directe entre le trou noir et l'étoile concernée comme une rencontre dont la distance d'approche la plus proche est r per  <   R⋆ , R⋆ étant le rayon physique de l'étoile. Ils en déduisent le taux de telles collisions.

Par souci de simplicité, Haas et ses collègues supposent ensuite que ces collisions directes entraînent la destruction des étoiles impactées, quelle que soit la vitesse d'approche. Cette hypothèse est corroborée par les modèles hydrodynamiques de Kremer et al. (2022) pour les approches lentes (paraboliques). Les chercheurs expliquent qu'une population de trous noirs de masse stellaire entourant Sgr A ⋆ agit ainsi comme un « broyeur d'étoiles », toute nouvelle étoile étant détruite par des collisions avec les trous noirs.

L'effet de broyage des étoiles est particulièrement pertinent pour l'amas à peu près isotrope de jeunes étoiles qui est observé à moins de 0,04 pc de Sgr A ⋆ , l'amas S. Son scénario de formation est encore débattu mais l'amas S semble être aussi jeune que les jeunes étoiles au-delà de 0,04 pc de Sgr A ⋆.

Mais les deux jeunes structures stellaires diffèrent considérablement dans l'abondance des étoiles les plus massives. Alors que les observations de l'amas S ont révélé environ deux douzaines d'étoiles de type B, aucune étoile de type spectral O n'y a été trouvée. Cela contraste fortement avec les observations de l'amas directement voisin de jeunes étoiles à des distances supérieures à 0,04 pc de Sgr A ⋆ où les nombres d'étoiles O et B observées sont similaires (environ 100 ; von Fellenberg et al. 2022 ). Bien que des conditions de formation d'étoiles différentes puissent être invoquées, il est tentant d'estimer l'effet du « broyeur » étant donné les conditions astrophysiques au sein de l'amas S.

En supposant donc qu'il existait une population d'étoiles O également initialement présente au sein de l'amas S, mais entièrement détruite par les collisions directes avec les trous noirs de masse stellaire datant de l'âge de leurs supposés soeurs encore vivantes situées plus loin (5 mégannées), Haas et ses coauteurs estiment quelle devrait être la densité numérique de trous noirs nécessaire.

Pour une étoile O représentative, ils fixent sa masse à M ⋆ O  = 50  M⊙. Avec la relation masse-rayon de Demircan & Kahraman, ils obtiennent un rayon d'étoile R⋆ O  de 12  R⊙ , et la vitesse de libération est donc v ⋆ O  ≈ 1260 km/s. La densité numérique de trous noirs résultante donnée par l'équation est alors n •  ≈ 2 × 10^8  pc-3 . De manière remarquable, cette valeur est en accord avec l'estimation de la densité numérique de trous noirs basée sur les arguments de formation d'étoiles.

A partir de là, les astrophysiciens peuvent estimer le temps de destruction pour les étoiles de tout autre type spectral et, en particulier, pour les étoiles de type spectral B qui sont présentes dans l'amas S. Pour l'étoile B représentative, on a M ⋆ B  = 10  M⊙ , R ⋆ B  ≈ 4  R⊙ et v ⋆ B  ≈ 970 km/s. Ainsi, alors que les étoiles O dans l'amas S sont détruites en environ 5 Mégannées, il faut 55 Mégannées pour briser les étoiles B. Du coup, les étoiles B d'environ 5 Mégannées dans l'amas S peuvent toujours être observées.

Cette contrainte est importante car elle implique que la plupart des trous noirs « broyeurs » doivent être situés au-delà de l'orbite de l'étoile S2 mais toujours dans l'amas S ; c'est-à-dire entre environ 0,01 pc et 0,04 pc de Sgr A ⋆. Haas et son équipe calculent que dans cette région, leur densité devrait donc être la plus élevée, atteignant approximativement la valeur de 2 × 10^8 pc-3 . Au-delà de la limite extérieure de l'amas S, à des distances ≳0,04 pc de Sgr A ⋆, les étoiles de type stellaire O sont abondantes. Cette contrainte pour les régions extérieures est en accord avec les observations des sources radio hypercompactes rapportées dans Zhao et al. (2022) . 

Étant donné que la source principale des trous noirs de masse stellaire dans le modèle « broyeur » c'est la formation récurrente d'étoiles massives dans des disques d'accrétion autour de Sgr A ⋆ , l'amas de trous noirs résultant est donc susceptible d'être compact, selon les chercheurs. La densité numérique de trous noirs, n • , diminue donc probablement fortement sur quelques dixièmes de parsecs de Sgr A ⋆. Le profil de densité radiale de l'amas de trous noirs, qui est proposé par Haas et ses collaborateurs présente donc un maximum juste en dessous ou à proximité de la limite extérieure de l'amas S. 

Et les chercheurs mettent en lumière un autre phénomène qui pourrait être expliqué par la présence d'une grande population cde trous noirs stellaires. Les observations du halo galactique ont en effet révélé environ une vingtaine d'étoiles se déplaçant à des vitesses supérieures à la vitesse de libération de la Galaxie, qu'on appelle des étoiles hypervéloces, et dont certaines semblent avoir des directions de vol compatibles avec une origine galactocentrique. L'une des explications de l'existence de telles étoiles hypervéloces est le mécanisme de Hills (théorisé en 1988) se produisant à proximité de Sgr A ⋆ . Il s'agit de la rupture par effet de marée d'un couple d'étoiles binaires suffisamment proche du trou noir supermassif. Lors d'une telle rupture, l'un des composantes d'origine est laissée sur une orbite serrée autour du trou noir supermassif, tandis que l'autre est éjectée à grande vitesse.

Mais il se trouve que les étoiles hypervéloces observées sont de type spectral B et se trouvent à environ 50 kpc du centre galactique. En supposant une vitesse moyenne d'environ 1 000 km/s, ces étoiles ont donc mis environ 50 millions d'années pour atteindre leurs positions observées, ce qui donne une estimation basse de leur âge. Par conséquent, leurs ex-compagnes tout aussi anciennes de même type spectral (en supposant un appariement réaliste dans les binaires d'origine) restées dans l'amas S devraient toujours y être observées. Mais en fait, les étoiles B analysées jusqu'à présent au sein de l'amas stellaire S sont toutes plus jeunes que 25 millions d'années ( Habibi et al. 2017 ).

En se basant sur l'échelle de temps de broyage de 55 Mégannées qu'ils ont dérivée pour les étoiles B, Haas et ses collaborateurs suggérent que, bien que les jeunes étoiles B puissent encore être observées dans l'amas S, les ex-compagnes plus anciennes des étoiles hypervéloces, elles, auraient déjà été détruites par des collisions avec les trous noirs de masse stellaire.

Pour résumer, Haas et ses collaborateurs ont étudié l'impact des collisions directes et des rencontres rasantes entre les trous noirs de masse stellaire et les étoiles du centre galactique, en considérant trois canaux de formation qualitativement différents pour les trous noirs. À partir des résultats obtenus, il ont construit un profil de densité radiale de l'amas de trous noirs. Ils ont constaté que la densité spatiale des trous noirs peut atteindre l'ordre de grandeur de 100 millions par pc3 dans les parties extérieures de l'amas S (à environ 0,01–0,04 pc de Sgr A ⋆ ) s'ils proviennent de la formation récurrente d'étoiles massives dans les disques d'accrétion autour de Sgr A ⋆ . Les collisions directes (et les rencontres rasantes) de ces trous noirs stellaires densément distribués avec les étoiles individuelles conduisent à l'épuisement des étoiles les plus massives sur une échelle de temps de quelques millions d'années. Un tel appauvrissement peut ainsi expliquer l'absence signalée d'étoiles de type O et des homologues des étoiles hypervéloces du halo galactique au sein de l'amas S.

Les étoiles de type B et vieilles de quelques millions d'années, confirmées par observation au sein de l'amas S, excluent une densité de trous noirs de l'ordre de grandeur de 1 milliard par pc3 à cet endroit. De même, les abondantes étoiles O à plus de 0,04 pc de Sgr A ⋆ (c'est-à-dire au-delà de la limite extérieure de l'amas S) suggèrent une densité plus faible de trous noirs stellaires dans cette région (quelques 10 millions par pc3 ou moins). Les résultats suggèrent en outre une forme en bosse du profil de densité radiale de l'amas de trous noirs, avec le déclin situé approximativement dans l'apocentre orbital de l'étoile S2 (de 0,01 pc de Sgr A ⋆ ).

Source

The star grinder in the Galactic centre Uncovering the highly compact central stellar-mass black hole cluster

J. Haas1 et al.

Astronomy&strophysics Volume 695 (21 March 2025)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202453324

Illustrations

1. Image du centre galactique et localisation de l'étoile S2 par rapport à Sgr A* (ESO)

2. Jaroslav Haas 

Découverte d'une galaxie à disque géante, 2 milliards d'années après le Big Bang

Des observations approfondies du télescope spatial Webb ont révélé une galaxie qui est exceptionnellement grande dans l'univers jeune, 2 milliards d'années après le Big Bang. Est a été nommée la galaxie de la Grande Roue. La découverte est publiée dans Nature Astronomy .

Des études observationnelles ont montré depuis quelques années que des disques de galaxies étaient déjà en place dès les premiers milliards d'années de l'Univers. Les premiers disques détectés jusqu'à présent, avec un rayon de demi-lumière typique de 3 kpc et des masses stellaires d'environ 100 milliards M⊙ pour un décalage vers le rouge z  ≈ 3, sont tous significativement plus petits que les disques galactiques actuels de masses similaires, ce qui concorde avec les prévisions des modèles galactiques actuels. Mais cette nouvelle venue, que Weichen Wang (université de Milan) et ses collaborateurs ont surnommée la "Grande Roue" change la donne. Située à z  = 3,25, alors que l'Univers n'avait que deux milliards d'années, elle a un rayon de demi-lumière de 9,6 kpc et une masse stellaire de 370 milliards de M⊙. 

En fait, cette galaxie géante a été découverte par hasard dans un champ de quasars brillants grâce à l'imagerie du télescope spatial Webb à des longueurs d'onde de 1,5 μm et 3,2 μm. Les observations du télescope spatial Hubble à 0,8 μm ne révèlent que des amas isolés à la périphérie de la galaxie, traçant peut-être de jeunes étoiles et/ou un faible obscurcissement par la poussière. La Grande Roue présente un centre rouge, visible uniquement dans les filtres proche infrarouge du JWST, et un disque stellaire s'étendant sur au moins 30 kpc de diamètre. Des caractéristiques de bras spiraux sont visibles, apparaissant groupées, rappelant certaines galaxies spirales de l'univers local. 

Cette galaxie est donc plus grande que tous les autres disques cinématiquement confirmés à des époques similaires et est étonnamment similaire aux plus grands disques actuels en termes de taille et de masse. L'imagerie et la spectroscopie du télescope spatial James Webb révèlent sa morphologie spirale et une vitesse de rotation compatible avec une relation locale de Tully-Fisher. Les observations multi-longueurs d'onde montrent qu'elle se trouve dans un environnement exceptionnellement dense, où la densité numérique des galaxies est plus de dix fois supérieure à la moyenne cosmique et où les fusions sont fréquentes. La découverte d'un tel disque géant suggère la présence de conditions physiques favorables à la formation de grands disques dans les environnements denses de l'Univers primordial, qui pourraient inclure une accrétion efficace de gaz porteur de moment angulaire cohérent et des fusions non destructives entre des galaxies progénitrices exceptionnellement riches en gaz.

Il s'agit d'une galaxie à disque géante. On pensait auparavant que les disques galactiques se formaient progressivement sur une longue période : soit par l’intermédiaire de gaz s’écoulant en douceur dans les galaxies depuis l’espace environnant, soit par fusion avec des galaxies plus petites. Habituellement, les fusions rapides entre galaxies perturbent les délicates structures spirales, les transformant en formes plus chaotiques. Mais la Grande Roue a réussi à atteindre rapidement une taille étonnamment grande sans perdre sa forme spirale caractéristique. Et ça remet en question les idées reçues sur la croissance des galaxies géantes.

Les observations détaillées des astrophysiciens avec le JWST montrent que la Grande Roue est comparable, en taille et en vitesse de rotation, aux plus grandes galaxies dites « superspirales » de l'univers actuel. Elle est trois fois plus grande que les galaxies comparables de cette époque, et elle est l'une des galaxies les plus massives observées 2 milliards d'années après la singularité.

En fait, sa vitesse de rotation est telle qu'elle se place parmi les galaxies à l'extrémité supérieure de ce qu'on appelle la relation de Tully-Fisher , la relation qui lie la masse stellaire d'une galaxie et sa vitesse de rotation maximale.

Le modèle de disque déterminé par les astrophysiciens comprend six paramètres libres spécifiant la position et la vitesse du centre du disque, l'orientation du grand axe et les normalisations de la courbe de rotation. Le modèle le plus ajusté donne une vitesse de rotation maximale (corrigée de l'inclinaison) v rot qui est de 331 km.s-1, c'est-à-dire, 5,4 fois la vitesse de dispersion (σint = 61 km.s-1). Ces valeurs indiquent que la Grande Roue est supportée en rotation et présente une valeur de dispersion cohérente avec des disques turbulents (plus petits) à des décalages vers le rouge similaires et plus faibles. En combinant vrot et σint en utilisant la relation communément adoptée dans la littérature , Wang et ses collaborateurs obtiennent une vitesse circulaire de 352 ± 30 km.s-1. La carte de vitesse du gaz moléculaire obtenue par ailleurs grâce aux observations de l'Atacama Large (sub-)Millimeter Array (ALMA) couvrant la galaxie entière, bien qu'avec une résolution spatiale plus faible, montre des résultats cohérents.

Les chercheurs notent également que, même si elle est inhabituellement grande, la Grande Roue grandit activement à un rythme similaire à celui des autres galaxies du même âge cosmique: elle produit 250 masses solaires d'étoiles par an.

Ce qui rend cette découverte encore plus intéressante, c’est l’environnement dans lequel la Grande Roue s’est formée. Elle est en effet située dans une région de inhabituellement peuplée, où les galaxies sont regroupées de manière dense, dix fois plus denses que dans les zones typiques de l'univers. Selon les chercheurs, c'est cet environnement dense qui a probablement fourni les conditions idéales à la croissance rapide de la galaxie. Ils estiment qu'elle a probablement connu des fusions suffisamment douces pour lui permettre de conserver sa forme de disque spiralé. De plus, le gaz entrant dans la galaxie devait être aussi bien aligné avec sa rotation, ce qui aurait permis au disque de croître rapidement sans être perturbé.

Les observations de Wang et ses collègues révèlent ainsi que la galaxie de la Grande Roue est un disque géant en rotation avec des propriétés physiques uniques pour l'époque z  ≈ 3, ce qui soulève des questions sur son scénario de formation. Dans le cadre théorique classique, la taille du disque devrait être simplement proportionnelle à la taille du halo multipliée par le paramètre de spin du halo sans dimension, avec de faibles écarts avec la concentration du halo et le rapport de masse disque/halo. 

La Grande Roue est au moins trois fois plus grande que la taille attendue des galaxies à disque en formation d'étoiles à sa masse et à son décalage vers le rouge, compte tenu de la relation taille-masse observée dans les champs aléatoires. La probabilité de trouver au hasard une telle galaxie, si l'environnement ne joue pas de rôle, est inférieure à 2 %. Sa découverte fortuite dans l'une des plus grandes surdensités de galaxies découvertes jusqu'à présent à z  ≳  3  suggère que d'autres mécanismes physiques pourraient intervenir dans la détermination de la taille des galaxies à disque massif dans ces régions de l'Univers.

On s'attend notamment à ce que les fusions majeures soient plus fréquentes que la moyenne cosmique dans les régions surdenses et il se trouve que quelques modèles suggèrent qu'elles peuvent, dans des conditions exceptionnelles, faciliter la croissance du disque en augmentant la rotation du disque plutôt qu'en le détruisant. En particulier, les modèles suggèrent que les disques peuvent survivre à une perturbation ou se reformer par la suite si les fusions ont des paramètres orbitaux favorables et que les galaxies progénitrices sont riches en gaz. Si ces prédictions sont correctes, la présence d'un tel disque géant dans une grande surdensité de galaxies pourrait impliquer, par exemple, un lien entre l'environnement dense et une élévation de la fraction de gaz des galaxies. À son tour, la teneur élevée en gaz des galaxies pourrait être causée par une accrétion plus efficace du gaz de la toile cosmique dans des environnements plus denses aux premières époques cosmiques.

Alternativement, les grands disques pourraient également être le résultat de l'accrétion de gaz cosmique avec un moment cinétique cohérent, résultant en un rapport de moment cinétique disque/halo plus grand par rapport aux attentes des modèles analytiques précédents .

Les mécanismes pertinents de formation et d'évolution des galaxies ne sont pas encore bien définis à ce jour. Et les simulations cosmologiques actuelles n'ont pas prédit de disques aussi grands que la galaxie de la Grande Roue à z  ≳  3 à des masses comparables.

Outre son origine incertaine, l'évolution ultérieure de la Grande Roue demeure également une belle inconnue. Le fait que la galaxie ne croît pas de manière isolée et la présence d'au moins une galaxie compagne, pourraient suggérer de futures fusions qui seraient responsables d'une évolution des propriétés de la Grande Roue.

De plus, son environnement dense, qui suggère la présence d'un proto-amas, indique que son descendant pourrait ressembler à l'un des membres les plus massifs des amas de galaxies actuels. Mais évidemment, des études complémentaires sont nécessaires pour comprendre la fréquence de la présence de disques géants tels que la Grande Roue dans des environnements denses aux premières époques cosmiques et si leurs propriétés physiques et leurs densités numériques sont cohérentes avec celles des progéniteurs présumés des amas de galaxies les plus massifs d'aujourd'hui.

Ce qui est sûr, c'est que l'existence de la Grande Roue là où elle se trouve dans l'espace-temps indique que les modèles actuels de l'évolution des galaxies doivent encore être affinés.

Source

A giant disk galaxy two billion years after the Big Bang

Weichen Wang, et al.

Nature Astronomy (17 march 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02500-2

Illustration 

La galaxie de la Grande Roue (Wang et al.)

L'origine très probable d'une source radio transitoire "étrange", "mystérieuse", et j'en passe...

Vous en avez certainement entendu parler cette semaine, vu le buzz médiatique que produit toujours  la détection d'impulsions radio jamais vues auparavant en provenance de notre galaxie, avec son lot de qualificatifs pour le moins sensationnalistes. Mouais..., on va donc expliquer de quoi il s'agit, et non, ce ne sont pas des appels désespérés des amis de Jean-Pierre à grands yeux noirs et grosses têtes chauves. L'étude est parue dans Nature Astronomy.

Depuis quelques années, plusieurs observations ont révélé des bouffées rares et jusqu'alors inconnues d'ondes radio d'une durée allant de quelques millisecondes à quelques minutes, avec une périodicité de quelques minutes à une heure. Ces signaux radio transitoires  proviennent de sources situées dans la Voie lactée typiques de processus d'émission cohérente dans un plasma astrophysique. On suppose généralement qu'ils sont produits dans les environnements extrêmes et hautement magnétisés entourant les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Mais l'origine astrophysique de ces signaux reste controversée, et plusieurs modèles de progéniteurs pourraient être nécessaires pour expliquer leurs diverses propriétés. 

Iris de Ruiter et ses collaborateurs ont découvert l'origine d'une de ces sources radio transitoire, qui est nommée ILT J1101 + 5521. Ses impulsions ont une durée d'environ une minute et nous arrivent avec une périodicité de 125,5 minutes. 

ILT J1101 + 5521 a été découvert lors d'une recherche de transitoires sur le ciel entier du réseau basse fréquence (LOFAR) (LOFAR Two-Metre Sky Survey, LoTSS 1 ), afin de détecter des transitoires radio sur des échelles de temps allant de quelques secondes à quelques heures. Une seule impulsion radio brillante de ILT J1101 + 5521 avait été détectée par LOFAR dans les données du 8 février 2015, à l'aide d'images instantanées de 8 s. De Ruiter et ses collaborateurs ont détecté six impulsions supplémentaires dans d'autres données d'archive de LOFAR . Cela leur a permis de mieux localiser la source de cette émission radio, à une ascension droite (AD) (J2000) de 11 h 1 min 50,5 s ± 1,9 s et une déclinaison (déc.) (J2000) de +55° 21′ 19,6″ ± 0,39″, ce qui donne en coordonnées galactiques (150,4551° ± 0,0004°, 55,5200° ± 0,0001°). On a donc désormais sept impulsions radio d'une durée comprise entre 30 s et 90 s, avec des densités de flux maximales allant de 41 ± 6 à 256 ± 10 mJy dans cinq observations de 8 heures couvrant la période 2015 à 2020. Une nouvelle campagne de surveillance LOFAR de 16 heures, menée fin 2023, n'a donné lieu à aucune détection supplémentaire. 

De Ruiter et ses collaborateurs utilisent les temps d'arrivée des impulsions pour déterminer une solution de synchronisation connectée en phase et trouvent une période de 125,52978 ± 0,00002 min. De plus, ils obtiennent également une limite supérieure sur la dérivée de période de 1,711 × 10 −11  s-1.s . Les impulsions ont un cycle d'activité de 2 %, et l'intermittence des impulsions combinée aux non-détections dans les observations de 2023 indique que la source est intrinsèquement de nature très variable. Les radioastronomes détectent en effet une impulsion dans 7 des 26 périodes observées.

Il est notable que les impulsions sont visibles sur toute la gamme observée de fréquences radio (120–168 MHz). Pour l'impulsion la plus brillante de l'échantillon, l'indice spectral de l'impulsion est extraordinairement raide et les chercheurs déterminent l'indice spectral α  = −4,1 ± 1,1, avec Sν  ∝  να , où Sν est la densité de flux et ν la fréquence d'observation. De plus, pour l'impulsion la plus brillante de l'échantillon, la fraction de polarisation linéaire est de 51 ± 6 % pour une mesure de rotation de Faraday (RM) de 4,72 ± 0,14 rad m-2 . Aucune émission polarisée circulairement n'est détectée dans les impulsions, avec une limite supérieure de <1,6 % sur la fraction de polarisation circulaire pour l'impulsion la plus brillante. 

Les archives de l'expérience VLITE (Low-Band Ionosphere and Transient Experiment) du Very Large Array (VLA) ont également été consultées par les chercheurs pour les impulsions de ILT J1101 + 5521, mais aucune impulsion supplémentaire n'y a été trouvée. En outre, des observations simultanées du télescope à rayons X Swift (XRT) ont été réalisées pendant les observations LOFAR de 2023, ce qui a permis d'établir une limite supérieure de la luminosité des rayons X.

Et c'est une recherche dans les ensembles de données archivées de multi-longueurs d'onde sur les coordonnées de ILT J1101 + 5521 qui a donné lieu à la découverte d'une correspondance avec une étoile cataloguée dans le Sloan Digital Sky Survey (SDSS), nommée  J110150.52 + 552119.9, dont la position dans le catalogue Gaia DR3 est décalée de 0,44″ par rapport à ILT J1101 + 5521, mais dans l'incertitude astrométrique de la position radio dérivée de ILT J1101 + 5521 (erreur de ±(1,9″, 0,39″)). Selon les chercheurs, la probabilité que la source optique s'aligne avec ILT J1101 + 5521 par hasard est extrêmement faible (environ 1 chance sur 10 000)  en raison de la faible densité stellaire aux hautes latitudes galactiques. La distance géométrique à cette étoile, d'après les données Gaia est de 504 +148/-109 pc. 

De Ruiter et son équipe montrent que ILT J1101 + 5521 est un système binaire naine rouge-naine blanche dont la période orbitale correspond à celle des impulsions radio observées lorsque les deux étoiles sont en conjonction. Le suivi spectroscopique a en effet déterminé que l'étoile a une variation substantielle de la vitesse radiale d'environ 200 km s-1 . Une sinusoïde simple décrit bien les données, indiquant une orbite binaire proche de la circulaire. Les chercheurs ont ensuite ajusté deux sinusoïdes aux données, l'une où tous les paramètres d'ajustement sont non liés et l'autre où ils ont fixé la période à la période de 125,5 min des impulsions radio. Il n'y a aucune différence significative dans la qualité de l'ajustement entre les deux ajustements, ce qui montre clairement que la période des impulsions radio est liée à la période binaire.

En supposant une période orbitale stable égale à la période des impulsions radio, De Ruiter et al. constatent que ces impulsions sont toutes émises lorsque la naine rouge est en conjonction supérieure par rapport à la naine blanche. Autrement dit, lorsque la naine rouge est vue derrière et alignée avec la naine blanche du point de vue d'un observateur terrestre. Compte tenu de la faible probabilité d'alignement aléatoire, de la concordance entre la dispersion des impulsions radio et la distance à l'étoile, et de la périodicité des impulsions radio égale à la période orbitale de cette étoile, De Ruiter peuvent conclure avec une quasi certitude que ILT J1101 + 5521 est un système binaire dont l'une des composantes est une étoile naine de type M.

Ensuite, en utilisant la mesure de l'amplitude de la vitesse radiale, les chercheurs appliquent la fonction de masse binaire pour contraindre la masse de la naine blanche en fonction de l'inclinaison orbitale. La fonction de masse binaire dépend de la masse de naine blanche WD, de la masse de la naine M, de l'angle i de l'inclinaison de l'orbite binaire, de la période orbitale, et de la vitesse radiale observée de la naine rouge. De Ruiter et ses collègues supposent une masse de 0,188  M⊙ pour la naine rouge (c'est le résultat de l'ajustement photométrique à large bande), une période de 125,5 min et une amplitude de vitesse radiale de 98 ± 14 km s-1 . Ils trouvent que pour une compagne naine blanche plus massive que 0,2  M⊙ , l'inclinaison du système doit être inférieure à 40°. Or, dans l'échantillon connu de binaires naine blanche-naine rouge en interaction, la naine blanche a généralement une masse supérieure à 0,6  M⊙. Et les données étendues montrent que, pour des masses de naines blanches supérieures à 0,25  M⊙, le point d'équipotentielle gravitationnelle entre les deux étoiles (rayon du lobe de Roche) serait égal au rayon stellaire de la naine rouge.

OK. On a donc un système binaire naine blanche-naine rouge très serré, avec des étoiles probablement en interaction. Mais comment ce système peut-il produire les émissions radio transitoires observées ?

Tout d'abord, De Ruiter et ses coauteurs montrent que les impulsions radio observées de ILT J1101 + 5521sont incompatibles avec l'émission radio stellaire à basse fréquence typique des naines rouges en termes de luminosité (de cinq ordres de grandeur) et aussi en termes de propriétés polarimétriques. Par conséquent, ils concluent que l'émission radio provient de la naine blanche ou bien de l'interaction entre la naine blanche et la naine rouge. Ensuite, ils montrent que la fraction de polarisation linéaire est élevée, ce qui indique la présence de champs magnétiques fortement ordonnés, ce qui est souvent trouvé autour des naines blanches. Il faut se rappeler que les binaires naine blanche-naine rouge avec une naine blanche hautement magnétique sont les seuls systèmes avec les étoiles à neutrons dont l'émission d'impulsions radio cohérentes est confirmée. AR Scorpii et J1912–4410 sont des exemples de binaires à  naines blanches qui présentent une émission radio périodique, avec des périodes d'impulsion de l'ordre de quelques minutes et des périodes orbitales d'environ 4 h.

De Ruiter et son équipe ont retrouvé un modèle évolutif prometteur pour les naines blanches magnétiques dans les étoiles binaires qui avait été publié en 2021 par Schreiber et al. Ce modèle repose sur l'apparition tardive d'un champ magnétique élevé, potentiellement dû à une dynamo entraînée par la cristallisation et la rotation. Un fort champ magnétique de naine blanche peut se connecter au champ de la naine rouge et fournir un couple de synchronisation sur le spin de la naine blanche. On pense notamment que AR Scorpii et J1912–4410 sont aux premiers stades du processus de synchronisation. La période orbitale plus courte d'ILT J1101 + 5521 (comparée à AR Sco et J1912) indique que le système binaire serait au stade dit "polaire", où le processus de synchronisation est terminé et la naine rouge remplit à nouveau son lobe de Roche. Cela implique que pour ILT J1101 + 5521, la période de spin de la naine blanche s'est synchronisée avec la période orbitale. 

Pour les systèmes polaires, l'intensité du champ magnétique de la naine blanche doit augmenter à plus de ~10 MG selon une étude théorique de 2008 (Ramsay et al.). La formation d'un disque d'accrétion est dans ce cas supprimée, mais l'accrétion se produit directement sur le pôle magnétique de la naine blanche. Les polaires entrent dans des états avec peu ou pas d'accrétion, et pendant ces périodes, le système apparaît comme un système naine blanche plus naine M pratiquement détaché. Et il se trouve qu'aucune accrétion soutenue ne semble se produire pour ILT J1101 + 5521 d'après l'absence d'émission de rayons X. Le flux typique de rayons X dans les phases d'accrétion brillantes des polaires est d'environ 5 × 10-13  erg cm-2  s-1, comparé à la limite supérieure en rayons X de Swift pour ILT J1101 + 5521 qui est de 5,1 × 10-14  erg cm-2  s-1.

De plus, la présence d'accrétion perturberait probablement la création d'une émission radio cohérente similaire aux systèmes de pulsars millisecondes à transition d'état. Une période de 125 min avec un donneur de type spectral M comme observé pour ILT J1101 + 5521 se situe donc bien dans la population des polaires. Les polaires typiques ont une masse de naine blanche  d'environ 0,6  M⊙ et des températures effectives de naine blanche inférieures à 11 000 K. La température de la naine blanche dans ILT J1101 + 5521 est probablement plus basse ( T eff entre 4 500 K et 7 500 K), indiquant un système plus évolué par rapport à l'échantillon connu.

Le mécanisme exact qui produit l'émission radio reste inconnu, mais, étant donné la configuration polaire, il semble plus naturel que nous observions une émission radio pulsée due à des effets de faisceau. Ici, on observe le système dans une certaine géométrie (une conjonction supérieure, lorsque la naine rouge est vue alignée avec et se trouve derrière la naine blanche) une fois par cycle orbital, en regardant effectivement vers le bas un faisceau d'émission radio. Dans ce cas, la nature hautement intermittente d'ILT J1101 + 5521 (on rappelle que des impulsions sont observées sur un quart des orbites observées) pourrait s'expliquer selon les chercheurs par une forte variation de la luminosité de l'émission radio cohérente, similaire à ce qui a été proposé pour les transitoires radio en rotation . L'indice spectral abrupt des impulsions radio les plus brillantes indique que le spectre pourrait être similaire à la coupure drastique qui est observée pour l'émission instable de maser cyclotron électronique (ECMI). L'émission ECMI pourrait donc expliquer l'émission radio d'ILT J1101 + 5521 puisque le couplage magnétique entre la naine rouge et la naine blanche est confirmé pour les systèmes polaires. De faibles éruptions radio polarisées circulairement d'une minute ont notamment été observées dans les systèmes polaires à hautes fréquences. On pense que ces éruptions se produisent en raison de l'émission ECMI qui est causée par la naine rouge se déplaçant à travers la magnétosphère de la naine blanche. Mais l'émission radio d'ILT J1101 + 5521 est tout de même clairement distincte, car elle est observée à des fréquences beaucoup plus basses et les impulsions sont beaucoup plus brillantes et fortement polarisées linéairement. Les auteurs indiquent que certaines de ces différences pourraient être expliquées en invoquant une version relativiste de l'émission ECMI .

Bien que le bilan énergétique soit tel que la luminosité radio observée pourrait provenir de la rotation de la naine blanche, De Ruiter et ses collaborateurs soutiennent  que le scénario le plus probable est que l'émission radio provienne de l'interaction de la naine rouge avec le champ magnétique de la naine blanche. Alternativement, l'émission radio pourrait aussi être déclenchée par la reconfiguration du champ magnétique ou, dans un scénario plus exotique, provenir de l'accrétion de matière sur le pôle magnétique de la naine blanche à des taux d'accrétion très faibles. Bizarrement, les chercheurs n'évoquent pas une origine technologique de petits gris à grands yeux noirs et grosse tête chauve... 

Aucune des sources radio transitoires à longue période détectées précédemment n'a de compagne binaire connue, et la périodicité des impulsions est supposée provenir de la période de spin d'une étoile à neutrons ou d'une naine blanche. ILT J1101 + 5521 est ainsi la première source radio à longue période dont l'identité binaire est confirmée et la seule dont la compagne est une naine blanche confirmée. De plus, il a été démontré dans cet article que les impulsions radio de ILT J1101 + 5521 se produisent à la période orbitale et au moment de la conjonction stellaire . ILT J1101 + 5521 révèle qu'il existe probablement plusieurs progéniteurs capables de produire des impulsions radio à longue période. 

Ce qui est sympa, c'est la latitude galactique élevée de ILT J1101 + 5521 : elle va faciliter son étude par des observations multi-longueurs d'onde. Cela permettra d'étudier plus en détail la géométrie exacte de ce système binaire, les propriétés des deux étoiles , et in fine, les mécanismes d'émission détaillés qui sont en jeu.

Source

Sporadic radio pulses from a white dwarf binary at the orbital period

I. de Ruiter,et al.

Nature Astronomy (12 march 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02491-0

Illustration 

1.Signaux radio détectés en fonction du temps (I. De Ruiter)

2. Iris De Ruiter

De l'eau produite en quantité dans les toutes premières supernovas il y a 13,5 milliards d'années

Une équipe d’astrophysiciens est parvenue à la conclusion que de l'eau s'est formée dans des supernovas à effondrement de cœur et à instabilité de paires issues des premières étoiles massives (de population III), seulement 150 millions d’années après le Big Bang. Les principaux sites de production d'eau dans ces restes seraient des noyaux de nuages moléculaires denses, qui dans certains ont été enrichis en eau à des fractions de masse qui n'étaient que de quelques facteurs au-dessous de celles du système solaire aujourd'hui. Ils publient leur étude dans Nature Astronomy.

Lorsque les supernovas se dilatent et se refroidissent, l'oxygène des éjectas réagit avec l’hydrogène atomique et moléculaire H et H₂ pour former de l'eau dans leur halo. C'est ce qu'ont montré Daniel Whalen (Portsmouth University) et ses collaborateurs, qui ont effectué des simulations de tels halos de supernovas à effondrement de cœur (CC) et à instabilité de paires (PI), des supernovas qui correspondent à des explosions d'étoiles massives de première génération (les étoiles de Pop III), de 13 M_⊙ pour la première et 200 M_⊙ pour la seconde Ils montrent que la vapeur d'eau diffuse pénètre dans les halos de gaz avec des fractions de masse de 10^-14 à 10^-12 dans la supernova CC et de 10^-12 à 10^-10 dans la supernova PI. 

Les chercheurs indiquent que les faibles masses d'eau et leur croissance lente sont dues aux densités relativement faibles qui existent dans les restes de supernova en expansion, dans lesquels les réactions de production ont des taux faibles. On voit que la masse d'eau croît de 10^-8 à 10^-7 M_⊙ dans la supernova de type CC au cours des 20 premières mégannées et de 1 à 1,5 × 10^-6 M_⊙ dans la supernova de type PI au cours des 2 à 3 premières mégannées. Whalen et son équipe montrent que les fractions de masse d'eau dans la supernova PI sont les plus élevées dans la coquille dense de gaz qui est balayée et chimiquement enrichie par le choc en expansion, parce que les densités, et donc les taux de réaction de production de H₂O, y sont les plus élevés.

Mais la simulation indique que les masses d'eau augmentent ensuite brusquement de quelques ordres de grandeur dans les deux types de halos : d'un facteur 1000  (de 10^-6 M_⊙ à 10^-3 M_⊙ ) dans la supernova PI après 3 millions d’années et d'un facteur 100 ( de 10^-8 M⊙ à 10^-6 M_⊙ ) dans la supernova CC après 30 à 90 millions d’années. Cette eau se forme presque entièrement dans des nuages de gaz denses, qui ont été contaminés par des métaux provenant des explosions et qui se sont ensuite effondrés à des densités élevées où les taux de production de H₂O augmentent brusquement. Les fractions de masse d'eau atteignent 10^-4 dans le fragment de supernova PI et 4 × 10^-7 dans le noyau de supernova CC à la fin des simulations. Les sites dominants de production d'eau dans les supernovas primordiales sont donc les noyaux denses et autogravitants dans les éjectas, et non les grands volumes de gaz diffus enrichis dans le halo.

Les simulations montrent aussi que le noyau gazeux de la supernova CC s'est formé avant l'explosion et est progressivement enrichi par celle-ci. La turbulence dans le sillage de la fusion de deux deux halos gazeux à z = 26,4 qui accueilleront plus tard l'étoile de 13 M_⊙  produit plusieurs amas de gaz dans son voisinage avant sa naissance. L'un d'entre eux n'était qu'à 30 pc, et après avoir survécu à la photoévaporation par l'étoile, il entre en collision avec les éjectas de l'explosion 20 Mégannées plus tard. 

En revanche, Whalen et ses collaborateurs expliquent que le noyau gazeux de la supernova PI, lui,  est créé par l'explosion. Comme le montrent les diagrammes de phase, la bulle chaude de la supernova PI enrichit rapidement le gaz environnant jusqu'à des métallicités élevées. Les instabilités hydrodynamiques dans la bulle en expansion produisent des fluctuations turbulentes de densité qui forment alors un amas compact de gaz. Il s'effondre à un rayon de ~0,01 pc à une masse de 35 M_⊙, une densité centrale de 6,0 × 10¹⁴ cm^-3 et une masse d'eau totale de 9 × 10^-3 M_⊙ 3 Mégannées après l'explosion. À ces densités, le refroidissement des poussières devient important dans le noyau. Cet amas devient autogravitant beaucoup plus tôt que dans la supernova CC, car sa métallicité plus élevée entraîne un refroidissement et un effondrement plus rapides. En revanche, le coeur du nuage de la supernova CC s'effondre sur des échelles de temps beaucoup plus longues en raison de sa métallicité beaucoup plus faible et seulement après avoir été mélangé avec des métaux externes par la turbulence. En fait, le noyau de la supernova CC se forme et s'effondre à des échelles de temps qui sont similaires à celles auxquelles les métaux ont formé des étoiles de deuxième génération dans les simulations cosmologiques antérieures. Whalen et ses collaborateurs peuvent prédire que le noyau de la supernova PI formera de telles étoiles de deuxième génération bien plus tôt que ce qu'ont prédit toutes les simulations à ce jour.

Selon les chercheurs, les noyaux de nuages gazeux enrichis par des métaux provenant de supernovas d'étoiles Pop III ont probablement été les principaux sites de formation d'eau dans la plupart des halos primitifs. Les conditions qui ont favorisé la formation de ces noyaux de gaz, comme les grandes fusions ou les explosions dans les régions H II, ont donc maximisé la production d'eau primordiale. On voit que les supernovas dans les régions H II compactes ont tendance à former des amas parce que les instabilités dynamiques dans l'éjecta en expansion se forment plus tôt et que le choc s'arrête plus tôt dans des densités ambiantes plus élevées. 

Whalen et ses collaborateurs ont considéré qu'une seule étoile se formait dans chaque halo, comme le cas le plus simple. Mais plusieurs étoiles peuvent également se former. Dans ce cas, plusieurs explosions de supernova peuvent se produire et se chevaucher dans le halo. Elles peuvent temporairement détruire l'eau dans les régions à faible densité, mais ils estiment que les noyaux denses où se forme la plus grande partie de l'eau survivront aux UV ionisants et aux supernovas d'autres étoiles, tout comme l'amas dense situé à 30 pc de l'étoile de 13 M_⊙ dans la simulation a survécu à son rayonnement et à son explosion. Par ailleurs, plusieurs explosions peuvent produire des noyaux plus denses et donc plus de sites de formation et de concentration d'eau.

Des simulations numériques récentes de la formation d'exoplanètes jusqu'aux métallicités les plus basses jamais tentées indiquent que les deux noyaux simulés ici sont des sites probables de formation de planètes. Le gaz contenu dans l'amas de supernova CC pourrait produire des disques protoplanétaires qui se fragmentent en planètes de la masse de Jupiter. La teneur plus élevée en métaux du fragment de supernova PI pourrait, en principe, conduire à la formation de planétésimaux rocheux dans des disques protoplanétaires avec des étoiles de faible masse. 

Ce que suggèrent ces simulations, c'est que l'eau était présente dans les galaxies primordiales en raison de sa formation antérieure dès les explosions des toutes premières étoiles. Les fractions de masse d'eau dans les restes diffus de supernova absorbés par ces galaxies pourraient atteindre 10^-10, soit seulement un ordre de grandeur de moins que ce qu'on a aujourd'hui dans la Voie lactée. Une bonne partie de cette eau aurait pu se retrouver sur des planètes il y a déjà 13 milliards d'années, mais Whalen et ses coauteurs précisent quand même qu'une partie de cette eau aurait pu être photodissociée par les étoiles massives à faible métallicité de ces galaxies ou détruite par d'autres réactions chimiques lorsqu'elles ont atteint des métallicités plus élevées à des époques ultérieures. Mais l'augmentation des fractions de poussière dans les premières galaxies aurait également pu protéger l'eau des UV et atténué sa destruction.

En conclusion, on voit que l'eau est sans doute présente partout dès l'enfance de l'Univers, à peine 150 millions d'années après la singularité primordiale, il y a plus de 13,5 milliards d'années. Il reste maintenant à déterminer la quantité d'eau qui a survécu à l'environnement radiatif hostile des premières galaxies...

 

Source

Abundant water from primordial supernovae at cosmic dawn

D. J. Whalen, M. A. Latif & C. Jessop 

Nature Astronomy (3 march 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02479-w

Illustrations

1. Images simulées des deux types de supernovas (CC à gauche et PI à droite) (Whalen et al.)

2. Daniel Whalen