Energie noire : la grande illusion ?

Une équipe de chercheurs de l'université de Christchurch en Nouvelle-Zélande vient de publier un article dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, dans lequel ils montrent grâce à des observations de supernovas, que l'accélération de l'expansion cosmique que l'on en déduit n'est pas uniforme et isotrope, de quoi tout remettre en question... 

On le sait, le modèle cosmologique standard ΛCDM est confronté à de sérieux défis à la lumière des résultats récents du Dark Energy Survey et pourrait devoir être reconsidéré à un niveau fondamental. Antonia Seifert (Université de Canterbury, Christchurch) et ses collaborateurs ont effectué une analyse statistique améliorée des courbes de lumière et des données spectroscopiques des supernovas de type Ia du grand relevé Pantheon+, une analyse indépendante du modèle cosmologique standard. L'équipe de Christchurch a travaillé en étroite collaboration avec l'équipe de la collaboration Pantheon+ qui avait minutieusement produit un catalogue de 1 535 supernovas distinctes.

Les astrophysiciens améliorent une méthodologie standard qui avait été adoptée par Lane et al. en 2024 pour tenter de comparer ce que prédit le modèle ΛCDM et ce que prédit un autre modèle cosmologique qui est appelé le modèle du "paysage temporel" et qui prend en compte la rétro-action des inhomogénéités gravitationnelles, un modèle qui a été proposé par David Wiltshire, tout d'abord le 22 octobre 2007 dans l'obscur New Journal of Physics puis le 20 décembre 2007 dans la prestigieuse Physical Review Letters. Le modèle du paysage temporel, bien que statistiquement homogène et isotrope, s'écarte de l'évolution moyenne du modèle cosmologique standard et remplace l'énergie sombre par l'énergie gravitationnelle cinétique et ses gradients. 

Le modèle de « paysage temporel »  n'a pas besoin d'énergie noire parce que les différences d'étirement de la lumière des supernovas qui sont observées ne seraient dans ce cas pas le résultat d'un Univers en expansion accélérée mais plutôt une conséquence de la façon dont nous calibrons le temps et la distance. Il prend en compte que la gravité ralentit le temps, donc qu'une horloge idéale dans l'espace vide tourne plus vite qu'à l'intérieur d'une galaxie. Le modèle suggère par exemple qu'une horloge située dans la Voie Lactée serait environ 35 % plus lente que la même horloge située à une position moyenne dans de grands vides cosmiques, ce qui signifie que des milliards d'années supplémentaires se seraient écoulés dans les vides, relativement à nous, ce qui permettrait une plus grande expansion de l'espace, et ce qui donnerait l'impression que l'expansion s'accélère lorsque ces vastes vides deviennent dominants dans l'Univers.

Le modèle du paysage temporel est en fait une implémentation particulière du schéma de moyenne scalaire qui avait été proposé par Buchert et al. en 2000 pour intégrer la rétro-action des inhomogénéités cosmiques (l'effet des vides sur les grandes structures, et vice-versa). Au lieu du paramètre de densité moyenne de matière du modèle de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (comme dans ΛCDM), le modèle du "paysage temporel" (Timescape) de Wiltshire est caractérisé par la fraction de vide qui représente le volume fractionnaire des régions en expansion de l’univers constituées de vides.

Un ingrédient clé du modèle de paysage temporel est une relation d'intégrabilité particulière pour les équations de Buchert : la condition d'expansion de Hubble quasi-locale uniforme. Physiquement, elle est motivée par une extension du principe d'équivalence forte d'Einstein aux petites échelles cosmologiques (entre 4 et 15 Mpc) des échelles où les perturbations de l'expansion isotrope moyenne et du mouvement isotrope moyen ne peuvent pas être distinguées par l'observation.

Seifert et ses collaborateurs comparent les observations de supernovas avec les deux modèles via des statistiques bayésiennes. En cosmologie standard, on suppose que les différences par rapport à l'expansion moyenne de l'espace-temps de Friedmann Lemaître Robertson Walker sont principalement attribuées aux poussées de Lorentz locales, c'est-à-dire aux vitesses particulières de la source et de l'observateur, les potentiels gravitationnels contribuant à des variations fractionnaires de l'ordre de 10^-5 de l'expansion moyenne à l'échelle des galaxies et des amas de galaxies. Dans le modèle du "paysage temporel", la même variation fractionnaire peut atteindre 10^-3. Seifert et ses coauteurs rappellent en outre que la signature d'une courbure spatiale cinétique émergente des vides a été identifiée il y a quelques mois par Williams et al. dans des simulations cosmologiques utilisant la relativité générale numérique complète sans prendre en compte de constante cosmologique.

Les astrophysiciens précisent que le modèle standard et le modèle de paysage temporel s'accordent empiriquement sur une échelle d'homogénéité statistique (SHS) de z=0,033 par la fonction de corrélation galactique à deux points. C'est en dessous de cette échelle que le modèle du paysage temporel propose ses tests et prédictions les plus importants, à des échelles où les filaments, les nappes et les vides de la toile cosmique sont toujours en expansion mais dans le régime non linéaire.

Lorsqu'ils considèrent l'ensemble du relevé Pantheon+, Seifert et ses collaborateurs trouvent des preuves très solides ​​en faveur du modèle du paysage temporel. De plus, même en limitant l'échantillon à des décalages vers le rouge au-delà de l'échelle d'homogénéité statistique, le modèle du paysage temporel est encore préféré par rapport à ΛCDM : les preuves bayésiennes penchent une fois de plus en faveur du paysage temporel.

Seifert et ses collaborateurs précisent que tout biais astrophysique ou environnemental aurait probablement un impact sur les deux modèles cosmologiques. Ainsi, la forte préférence pour le paysage temporel nécessiterait une combinaison extrêmement subtile de tels biais pour en être la cause principale. 

S'ils se confirment à l'avenir, ces résultats impliquent des conséquences profondes pour la cosmologie et l'astrophysique. En effet, une nette préférence pour un modèle de paysage temporel dans les données d'observation par rapport au modèle cosmologique standard pourrait indiquer la nécessité de réviser les fondements de la cosmologie théorique, à la fois ontologiquement et épistémologiquement, pour mieux comprendre les inhomogénéités et leur rétro-action sur l'évolution moyenne de l'Univers.

Le satellite Euclid de l'Agence spatiale européenne, lancé en juillet 2023 et qui fournira ses premières données scientifiques exploitables dans un an, est capable de tester et de distinguer les deux modèles cosmologiques. Mais cela nécessitera au moins 1 000 observations indépendantes de supernovas de haute qualité. Selon les chercheurs, d'autres observations d'Euclid et du télescope spatial Nancy Grace Roman seront de toute façon nécessaires pour renforcer le modèle du paysage temporel. La course est relancée pour utiliser la richesse des nouvelles données pour révéler la véritable nature de l'énergie noire, si elle existe...

Source

Supernovae evidence for foundational change to cosmological models 

Antonia Seifert, et al.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 537, Issue 1, (19 december 2024)

https://doi.org/10.1093/mnrasl/slae112

Illustrations

1. Schéma simplifié de l'évolution de l'Univers avec les composantes dominantes à chaque époque (NASA)

2. Antonia Seifert 

Nouvelles mesures de la masse étendue entourant Sgr A*

L’étude du mouvement orbital des étoiles autour de Sagittarius A* au centre de la Galaxie offre une opportunité unique de sonder le potentiel gravitationnel à proximité du trou noir supermassif au cœur de notre Galaxie. Les données interférométriques obtenues avec l’instrument GRAVITY du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) depuis 2016 ont permis d’atteindre une précision sans précédent dans le suivi des orbites de ces étoiles. Les données de GRAVITY ont notamment été essentielles pour détecter la précession de Schwarzschild prograde dans le plan de l’orbite de l’étoile S2, qui était prédite par la relativité générale. En combinant les données astrométriques et spectroscopiques de plusieurs étoiles, dont S2, S29, S38 et S55, pour lesquelles on dispose de données sur leur temps de passage au péricentre avec GRAVITY, on peut désormais renforcer la signification statistique de cette détection à un niveau de confiance d’environ 10σ.

Et la précession prograde de l'orbite de S2 fournit des informations précieuses sur la présence potentielle d'une distribution de masse qui serait étendue autour de Sagittarius A*, et qui pourrait consister en une population stellaire dynamiquement détendue comprenant de vieilles étoiles et des restes stellaires, ainsi qu'un éventuel pic de matière noire. La collaboration GRAVITY a effectuée de nouvelles mesures ultra-précises des orbites de plusieurs étoiles autour de Sgr A* pour déterminer des contraintes sur cette masse encore invisible qui se situerait entre le trou noir supermassif et l'étoile S2, la plus proche de Sgr A*. Ils publient leurs résultats dans Astronomy&Astrophysics.

Depuis 2016, l'interféromètre GRAVITY du Very Large Telescope de l'ESO a permis d'obtenir des données astrométriques avec une précision sans précédent sur les étoiles du groupe S qui sont en orbite autour de Sagittarius A*, atteignant dans le meilleur des cas une incertitude de 30 μs d'arc. Cela en a fait un outil puissant pour étudier le potentiel gravitationnel près du trou noir supermassif au centre de notre Galaxie, en permettant d'atteindre des distances de Sgr A* jusqu'à environ mille fois son rayon de Schwarzschild. De plus, les observations astrométriques et polarimétriques des éruptions de Sgr A* avec GRAVITY ont révélé que la masse à l'intérieur du rayon des éruptions de quelques RS est cohérente avec la masse du trou noir mesurée à partir des orbites stellaires (Collaboration GRAVITY 2018, 2023). Avec l'image de Sgr A* par l'Event Horizon Telescope Collaboration publiée en 2022, cela confirme si on en doutait encore que Sgr A* est bien un trou noir supermassif.

Pour l'étoile S2, en raison de sa courte période orbitale de 16 ans et de sa luminosité, des données astrométriques sont actuellement disponibles pour deux révolutions orbitales complètes autour de Sgr A*, tandis que les données spectroscopiques couvrent une révolution et demie (Schödel et al. 2002 ;Ghez et al. 2003 ,2008 ;Gillessen et al. 2017 ). Au péricentre, S2 atteint une distance d'environ 1400 rayons de Schwarzschild de Sgr A* (ce qui fait 118 Unités Astronomiques ou encore 0,0019 AL), avec une vitesse maximale considérable de 7700 km.s-1 ≃ 0,026 c. En surveillant le mouvement de l'étoile dans le ciel et la vitesse radiale avec les instruments GRAVITY et SINFONI au moment du passage au péricentre en 2018, des données cruciales ont été obtenues afin de détecter les effets du premier ordre dans l'expansion post-newtonienne de la relativité générale sur son mouvement orbital. Le premier est le décalage gravitationnel vers le rouge des raies spectrales, qui a été détecté avec l'effet Doppler transversal, prédit par la relativité restreinte, avec une signification d'environ 10σ par la Collaboration GRAVITY en 2018 et avec une signification de 5σ par Faire et al. 2019. La collaboration GRAVITY a ensuite amélioré la signification de la détection en 2019 à environ 20σ. L'autre effet est la précession prograde dans le plan de l'angle du péricentre de l'orbite, ce qu'on appelle la précession de Schwarzschild. Elle correspond à une avance de 12,1 minutes d'arc par orbite dans la direction prograde pour S2 (GRAVITY Collaboration, 2020). Cet effet avait initialement été détecté au niveau 5σ puis  amélioré par les chercheurs de la Collaboration GRAVITY en 2022 à environ 7σ en combinant les données de S2 avec les données des étoiles S29, S38 et S55, qui pouvaient être observées avec GRAVITY au moment de leur passage au péricentre et dont les distances au péricentre sont comparables à celle de S2.

L'effet Lense-Thirring, causé par la rotation du trou noir supermassif donne à la fois une contribution supplémentaire à la précession dans le plan et une précession du plan orbital. Pour l'étoile S2, cet effet relativiste est égal à 0,11 minute d'arc. L'effet est donc au moins 50 fois plus petit que la précession de Schwarzschild, en supposant un trou noir avec un spin maximal, et il est hors de portée des mesures actuelles. Afin de mesurer le spin de Sgr A*, on devrait observer une étoile avec une distance péricentrique au moins trois fois plus petite que celle de S2, étant donné la précision astrométrique atteignable avec GRAVITY.

Toute distribution de masse étendue autour de Sgr A*, suivant un profil de densité de symétrie sphérique, ajouterait une précession rétrograde des orbites stellaires, contrecarrant la précession de Schwarzschild prograde. Cette distribution de masse devrait théoriquement être composée principalement d'une population dynamiquement détendue de vieilles étoiles et de restes stellaires de faible luminosité. Pierre (1972), puis Frank et Rees (1976) et Bahcall et Wolf (1976) ont été les premiers à aborder le problème de la distribution des étoiles autour d'un trou noir massif central. Bahcall et Wolf avaient découvert qu'une population stellaire à masse unique autour d'un trou noir massif central atteint une distribution de densité stationnaire sur l'échelle de temps de relaxation à deux corps. Dans le centre galactique, la population stellaire ancienne peut être représentée approximativement par des étoiles légères avec des masses autour de 1 M⊙ et des trous noirs stellaires plus massifs avec des masses autour de 10 M⊙. Avec une telle population, une ségrégation de masse se produit : les objets plus massifs ont tendance à se concentrer vers le centre en raison d'interactions dynamiques avec des objets plus légers. La solution de ségrégation de masse pour la distribution à l'état stationnaire des étoiles autour d'un trou noir massif comporte deux branches, une ségrégation faible et une ségrégation forte, basées sur la dominance d'objets plus lourds ou plus légers dans les interactions de diffusion. Dans la branche de ségrégation faible, les objets lourds s'installent dans une distribution de loi de puissance avec une pente de -1,75, tandis que les objets plus légers présentent un profil plus plat avec une pente de -1,5. Inversement, la branche de forte ségrégation se traduit par des pentes plus raides et une plus grande différence entre les masses légères et lourdes. Preto et Amaro-Seoane (2010) ont fourni une réalisation claire grâce à des simulations à N-corps de la solution de forte ségrégation de masse, montrant également que la population stellaire piquée vers le centre (ce qu'on appelle une cuspide) peut se développer sur des échelles de temps bien plus courtes que le temps de relaxation. 

En plus de la cuspide stellaire, un trou noir de masse intermédiaire compagnon de Sgr A* pourrait théoriquement être présent dans le centre galactique. En 2023, la collaboration GRAVITY a démontré qu'un trou noir intermédiaire qui serait enfermé à l'intérieur de l'orbite de S2 ne peut avoir qu'une masse inférieure à 1000 M⊙. De plus, Gondolo & Silk ont montré en 1999 que des particules de matière noire pourraient être accrétées par Sgr A* pour former un pic dense au centre de la galaxie, augmentant la densité de matière noire dans le centre galactique jusqu'à dix ordres de grandeur par rapport à la densité attendue dans le cas d'un profil classique de Navarro-Frenk-White. Dans ce scénario, le pic pourrait contribuer à la distribution de masse étendue autour de Sgr A*, alors qu'en l'absence d'un tel pic, la contribution de la matière noire dans la plage radiale des orbites des étoiles S serait négligeable dans un profil NFW. 

En 2022, les astrophysiciens de la collaboration GRAVITY, avaient estimé la limite supérieure (à 1σ) sur toute masse étendue distribuée dans l'orbite de S2 à 3000 M⊙. Dans ce nouvel article qui vient de paraître, les chercheurs utilisent une année supplémentaire d'observations de GRAVITY sur 11 étoiles du groupe S, qui leur permet d'améliorer et d'étendre l'analyse précédente. Parmi ces 11 étoiles, quatre d'entre elles sont particulièrement utiles pour déterminer le plus précisément les mouvements orbitaux : S2 (bien sûr), ainsi que S29, S38 et S55. 

Leur analyse est basée sur deux profils de densité de masse plausibles à l'intérieur de l'orbite de S2 : une loi de puissance et un profil de Plummer. Ils parviennent à contraindre la masse enfermée à l'intérieur de l'orbite de S2 qui se trouve être cohérente avec zéro, et ils établissent une limite supérieure d'environ 1200 M⊙, avec un niveau de confiance de 1σ. Ce résultat améliore considérablement les contraintes sur la distribution de masse dans le centre galactique, passant d'un maximum de 3000 M⊙  à seulement 1200 M⊙. Les chercheurs précisent que cette nouvelle limite supérieure est très proche de la valeur qui est attendue à partir des simulations numériques pour une cuspide stellaire dans le centre galactique, laissant donc peu de place à une augmentation significative de la densité de matière noire près de Sagittarius A*. 

En conclusion, les chercheurs de la collaboration GRAVITY rappellent que les mouvements orbitaux de S2, S29, S38 et S55 sont parfaitement compatibles avec les orbites autour de Sgr A* prédites par la Relativité Générale, présentant une précession prograde de leurs angles péricentraux dans le plan orbital. En effectuant un ajustement multi-étoiles avec ces nouvelles données, ils ont pu détecter la précession de Schwarzschild de leurs orbites avec un niveau de confiance statistique d'environ 10σ, marquant une amélioration significative par rapport aux résultats précédents de 2022.

Ils établissent également une limite supérieure stricte pour la masse de toute distribution de masse étendue hypothétique autour de Sgr A*, qui ajouterait une précession rétrograde à l'orbite de S2, contrecarrant la précession prograde relativiste. Cette distribution de masse pourrait être composée d'une cuspide dynamiquement détendue d'anciennes étoiles et de restes stellaires et potentiellement d'un pic de matière noire. En la modélisant avec une distribution de densité de symétrique sphérique, et en testant deux profils de densité plausibles, ils constatent que la masse enfermée dans l'orbite de S2 est systématiquement compatible avec zéro. Ils fixent une limite supérieure forte à environ 1200 M⊙, améliorant considérablement les limites qui avaient été établies en 2022.

Même si ils sont  compatibles avec aucune masse étendue, la limite supérieure trouvée concorde encore avec les prédictions théoriques de la présence d'une cuspide stellaire dynamiquement détendue, composée d'étoiles, de naines brunes, de naines blanches, d'étoiles à neutrons et de trous noirs stellaires, selon des simulations numériques utilisant une version mise à jour du code développé dans Zhang & Amaro-Seoane il y a quelques mois. Cette analyse prédit une masse enfermée dans l'orbite de S2 d'environ 1210 M⊙. Étant donné que la limite supérieure qui est trouvée aujourd'hui est très proche de cette valeur prédite, les chercheurs de la collaboration GRAVITY concluent qu'ils ne trouvent aucune preuve d'un pic significatif de matière noire dans le centre galactique.

S2 se déplace actuellement vers l'apocentre de son orbite, qu'elle atteindra en 2026. Les données de GRAVITY collectées dans les années à venir, combinées à des mesures de spectroscopie affineront davantage les contraintes sur la distribution de masse étendue dans le centre galactique, car la distribution de masse influence principalement les orbites stellaires dans la moitié de l'apocentre. Cela permettra d'affiner la comparaison avec les prédictions théoriques pour la cuspide stellaire, ce qui est d'une importance fondamentale pour comprendre la distribution des étoiles faiblement lumineuses et anciennes de la séquence principale et des sous-géantes dans le centre galactique.

Ces étoiles sont trop faibles pour être actuellement détectées avec GRAVITY, mais leur détection pourrait être à la portée des observations futures avec par exemple la mise à niveau GRAVITY+ du VLTI et l'instrument MICADO de l'ELT. Ces étoiles pourraient potentiellement être sur des orbites plus serrées autour de Sgr A* et pourraient permettre de mesurer son spin et son moment quadrupolaire. De plus, la comparaison entre les contraintes observationnelles et les prédictions théoriques est également importante pour mieux comprendre la distribution des objets compacts dans le centre galactique et dans les noyaux galactiques en général. 

Ces informations seront précieuses en vue de la future mission LISA qui sera capable de détecter des fusions de trous noirs supermassifs. Il se trouve que le taux de ces fusions de trous noirs supermassifs dépend fortement de la distribution de densité des restes compacts qui se trouvent autour d'eux à une distance d'environ 0,03 AL, une distance qui correspond à la distance apocentrique de S2 autour de Sgr A*...

Source

Improving constraints on the extended mass distribution in the Galactic center with stellar orbits

GRAVITY Collaboration

Astronomy&Astrophysics 692, A242 (17 December 2024)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202452274

Illustrations

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

2. Groupe des étoiles S en orbite autour d'un point invisible (John Kormendy)

3. Trajectoire des 11 étoiles S utilisées par la collaboration GRAVITY (GRAVITY Collaboration)

Absence d'océan de magma peu profond sur Io

Io est la lune galiléenne la plus proche de Jupiter, exécutant une orbite autour de la planète géante toutes les 42h30. Son diamètre est de 3 643 km et sa densité de 3 528 kg/m³, ce qui la rend environ 5 % plus grande en diamètre et en densité que la Lune. En raison de l'orbite excentrique de Io, sa distance par rapport à Jupiter varie d'environ 3 500 km, ce qui entraîne des variations très importantes de l'attraction gravitationnelle de Jupiter. À l'instar des marées sur la Lune provoquées par la Terre, ces variations gravitationnelles, ces effets de marée, entraînent des déformations sur Io, qui seraient la principale source d'énergie de l'intense activité volcanique et des émissions infrarouges qui sont observées à sa surface. La quantité d'énergie dissipée à l'intérieur de Io est immense, avec une puissance totale de l'ordre de 100 TW...

Depuis des décennies, on suppose que ce réchauffement extrême dû aux marées pourrait être suffisant pour faire fondre une fraction substantielle de l'intérieur d'Io, formant vraisemblablement un océan de magma souterrain global. On pense d'ailleurs que de nombreux mondes ont possédé des océans de magma au début de leur évolution - notamment la Lune primitive, dont on pense qu'elle a eu un océan de magma peu profond au cours des 100 premiers millénaires, causé par l'impact géant qui lui a donné naissance. Le volcanisme extrême d'Io suggère fortement l'existence d'un intérieur au moins partiellement en fusion.

La question de savoir si l'intérieur de Io contient ou non un océan de magma global peu profond est restée en suspens depuis la découverte du volcanisme de Io. Il existe en fait deux modèles pour l'intérieur de Io : un intérieur partiellement fondu mais principalement solide, ou bien un intérieur avec un océan magmatique global. Un noyau métallique avait également été indiqué par des mesures gravitationnelles il y a quelques années, et serait dans ce cas probablement liquide. L'existence d'un océan magmatique global a été prédite grâce à deux types d'analyse. La première repose sur des mesures d'induction magnétique de la mission Galileo qui ont suggéré l'existence d'un océan de magma à l'intérieur d'Io, avec l'hypothèse d'une couche superficielle proche d'environ 50 km d'épaisseur avec plus de 20% de matière fondue - bien que les résultats aient fait l'objet d'un débat substantiel. Et puis plus récemment, la cartographie globale des volcans de Io par Juno a été utilisée pour montrer que la distribution du flux de chaleur volcanique est cohérente avec la présence d'un océan magmatique global. 

Pour tenter de trancher la question, Ryan Park (Jet Propulsion Laboratory, NASA) et ses collaborateurs qui exploitent la sonde Juno, ont décidé d'utiliser une nouvelle méthode, fondée sur la mesure de la réponse de Io aux effets de marée, donc sa déformabilité. Il s'agit  d'un diagnostic clé pour distinguer si Io a un océan magmatique global ou un océan magmatique peu profond. 

Si Io a un océan de magma, la réponse de marée doit être grande (et inversement elle doit être petite si il ne possède pas d'océan de magma). La réponse de marée de Io peut être quantifiée par un nombre complexe qu'on appelle le nombre de Love gravitationnel k2=Re(k2)+i.Im(k2). La composante réelle Re(k2) caractérise la réponse en phase, qui est définie comme le rapport entre le potentiel gravitationnel imposé par Jupiter et le potentiel induit par la déformation de Io. La partie imaginaire de la réponse de marée Im(k2) est souvent définie comme -|k2|/Q, où Q est le facteur de qualité de la dissipation, et est une mesure de la quantité de chaleur que Io devrait générer. Des études antérieures ont utilisé des mesures astrométriques pour déterminer |k2|/Q, mais n'ont pas pu déterminer Re(k2) indépendamment. 

La méthode de Park et ses collaborateurs repose sur la mesure très précise du mouvement de la sonde Juno (qui explore le système jovien depuis la mi-2016) lors de ses survols rapprochés de Io. Ce faisant, on peut déterminer le champ de gravité d'un corps perturbateur. En juin 2024, Juno avait effectué un total de 62 orbites autour de Jupiter, et les données acquises au cours de cette période ont été utilisées pour améliorer la compréhension de l'environnement dynamique de Jupiter, en particulier les orbites des satellites galiléens ainsi que le champ de gravité et l'orientation de Jupiter. Les deux survols de Io sont dénommés I57 et I58, et ont eu lieu respectivement le 30 décembre 2023 et le 3 février 2024. I57 a notamment fourni une occasion unique d'acquérir les données de gravité pour l'hémisphère nord d'Io. Les deux survols ont eu lieu à des altitudes d'environ 1500 km et ont fourni des données Doppler de proximité, avec une précision 10 fois plus grande que celle des données Doppler qu'avait obtenue la sonde Galileo. Park et ses collaborateurs ont combiné les données de Juno avec les données précédemment acquises de Galileo, ainsi que les observations astrométriques. Ils ont ainsi pu déterminer Re(k2) = 0,125 ± 0,047 et Q = 11,4 ± 3,6, ce qui donne |k2|/Q = -Im(k2) =0,0109 ± 0,0054. 

Sans océan magmatique, Re(k2) peut être aussi petit qu'environ 0,1; avec un océan magmatique, Re(k2) n'est jamais inférieur à 0,8 lorsque la hauteur de la couche liquide h=50 km parce que l'effet de découplage de la couche liquide conduit à une plus grande réponse de la marée. Ces résultats fournissent donc des preuves solides démontrant qu'il n'existe pas d'océan magmatique souterrain global peu profond capable d'être la source de l'activité volcanique de Io. Un manteau supérieur viscoélastique plus épais recouvrant l'océan magmatique réduira la déformation de la surface. Les chercheurs montrent qu'un manteau supérieur de 250 km d'épaisseur réduit Re(k2), mais pas suffisamment pour satisfaire les mesures de Juno. Cependant, un manteau supérieur d'une épaisseur d'environ 500 km peut reproduire à la fois les valeurs de Re(k2) et |k2|/Q mesurés. Dans le cas d'un océan magmatique sous un manteau viscoélastique, le résultat montre que l'épaisseur du manteau doit dans tous les cas être supérieure à 318 km.

Les résultats de Juno n'excluent donc pas la possibilité d'un océan magmatique profond existant à une profondeur supérieure à 318 km, mais un océan magmatique profond ne pourrait pas être la source de l'activité volcanique d'Io. Les chercheurs notent qu'un océan magmatique très mince (< 2 km) et peu profond pourrait aussi produire une petite valeur de Re(k2) compatible avec les observations, mais Park et ses collaborateurs rappellent que la topographie de surface de Io a des amplitudes d'environ 1 km et que les variations isostatiques devraient résulter en une topographie basale d'au moins quelques kilomètres, dépendant du contraste de densité. Dans ce cas, pour un océan magmatique très fin, l'océan magmatique ne serait plus global. Ils en concluent qu'un océan magmatique global et peu profond est exclu par les résultats de Juno.

Comme on s'attend à ce qu'un océan magmatique global profond découple mécaniquement la croûte, Park et ses collaborateurs ont aussi étudié la possibilité de mesurer les librations diurnes de la surface pour fournir des contraintes supplémentaires. Leur analyse montre que les distributions de probabilité a posteriori des amplitudes de libration pour les cas avec et sans océan magmatique se chevauchent de manière significative. Pour un scénario sans océan magmatique, l'amplitude de libration varie de 250 à 268 m. Pour le scénario avec océan magmatique, l'amplitude de libration pourrait être plus importante, allant de 261 à 317 m. 

Les résultats de Park et ses collaborateurs indiquent donc qu'il n'existe pas d'océan magmatique global peu profond sur Io. Sur Terre, les matières fondues profondes peuvent être plus denses que le manteau environnant et restent donc séquestrées dans un océan de magma basal. Sur Io, en revanche, les pressions sont beaucoup plus faibles, de sorte que l'on s'attend à ce que la fonte du manteau soit toujours moins dense que le manteau solide qui l'entoure. Le magma aura donc tendance à remonter, rendant le maintien d'un océan magmatique profond dynamiquement problématique. Inversement, si les masses fondues sont denses (par exemple, si elles sont suffisamment riches en fer), avec un océan magmatique profond, il serait difficile d'expliquer comment une telle masse fondue pourrait remonter et entrer en éruption. 

Ces considérations font dire à Park et son équipe que le volcanisme qui est observé à la surface d'Io ne proviendrait pas d'un océan magmatique global. Bien qu'on ne puisse pas exclure totalement l'existence d'un manteau hétérogène dans lequel se trouvent à la fois des matières fondues denses et profondes et des magmas éruptifs flottants, aucune observation actuelle ne confirme l'existence d'une couche de matière fondue profonde. 

Comment la Lune primitive a-t-elle pu conserver un océan de magma peu profond pendant une période relativement longue, alors que Io, qui est continuellement chauffé par les marées, ne le fait pas ? Selon Park et ses collaborateurs, il il y a deux possibilités : premièrement l'absence relative de volatiles sur la Lune pour alimenter les éruptions, et deuxièmement la présence d'une croûte anorthositique de faible densité, qui empêche la migration de la matière en fusion vers le haut et l'éruption. L'océan magmatique de la Lune a été formé par un impact géant; mais en l'absence d'un tel événement catastrophique, le chauffage par les marées seul semble insuffisant pour permettre à un tel océan de magma de se développer sur Io.

Il est important de comprendre le chauffage par les marées en tant que cause principale des océans dans notre système solaire, tels que ceux sur Europe et Encelade, et potentiellement au delà. Bien que les planétologues supposent généralement qu'un chauffage intense dû aux marées peut conduire à des océans de magma, l'exemple d'Io montre que ce n'est pas nécessairement le cas. Les arguments qui impliquent que Vesta ou d'autres astéroïdes très précocement créés ont formé des océans de magma à partir du chauffage par désintégration radioactive de l' 26Al doivent également être réexaminés selon les chercheurs. La migration rapide de la matière fondue et l'éruption peuvent entraver le développement des océans de magma, à moins qu'il n'existe une barrière au mouvement ascendant. De telles barrières existaient probablement sur la Lune primitive, ainsi que sur les satellites glacés, où la  masse fondue (l'eau) est plus dense que la croûte (la glace) et où les océans sont fréquents.

Pour résumer les résultats de cette étude : ni le volcanisme silicaté superficiel intense observé sur Io, ni son chauffage extrême par les marées de Jupiter n'impliquent un océan magmatique peu profond sur Io comme on pouvait s'y attendre. Le 24 novembre 2024, la sonde Juno a effectué son 66ème survol des sommets nuageux de Jupiter. Sa prochaine approche de la géante gazeuse aura lieu le 27 décembre, la sonde s'approchera alors à environ 3 500 kilomètres au-dessus des nuages de Jupiter et aura parcouru 1,039 milliard de kilomètres depuis son entrée dans l'orbite de la géante gazeuse en 2016.

Quant à Io, les profondeurs du corps le plus volcanique du système solaire continueront à n'en pas douter à être sondées à partir d'autres mesures, telles que l'obliquité, la précession, la nutation, et le champ de gravité à haute résolution.

Source

Io’s tidal response precludes a shallow magma ocean

R. S. Park, et al.

Nature (12 december 2024)

https://doi.org/10.1038/s41586-024-08442-5

Illustrations

1. Io imagé par Juno (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS Image processing by Gerald Eichstädt)

2. Vue d'artiste de l'intérieur de IO sans océan magmatique (Sofia Shen / NASA / JPL / Caltech)

3. Ryan Park

Un pas de plus vers la compréhension de la formation des galaxies

Une équipe internationale d'astrophysiciens a découvert des preuves montrant que les anciennes galaxies elliptiques de l'univers peuvent se former à partir d'une intense formation d'étoiles au sein des premiers noyaux de galaxies. Cette découverte publiée dans Nature approfondit notre compréhension de la façon dont les galaxies ont évolué depuis l'Univers primitif.

Les galaxies de l'Univers actuel sont de morphologies diverses et peuvent être grossièrement divisées en deux catégories : les galaxies spirales jeunes, en forme de disque, comme la Voie Lactée, qui forment encore de nouvelles étoiles, et les galaxies elliptiques plus anciennes, dominées par un renflement central, et qui ne forment plus d'étoiles et qui manquent généralement de gaz. 

La plupart des étoiles de l'Univers actuel résident dans ce qu'on appelle des sphéroïdes, qui sont des renflements de galaxies spirales et de galaxies elliptiques. Leur formation est toujours un problème non résolu aujourd'hui. Les astrophysiciens ont longtemps soupçonné que les galaxies brillantes en infrarouge et ondes radio submillimétriques, à décalage vers le rouge élevé, étaient liées à la formation de sphéroïdes. Mais la preuve de ce lien a été jusqu'à présent entravée par un important obscurcissement par la poussière ou par des méthodologies limitées.

Qing-Hua Tan (Observatoire de la Montagne Pourpre, académie des sciences chinoise) et ses collaborateurs (dont les français Fréderic Bournaud, David Elbaz et Jérôme Pety) ont avancés vers cette preuve en découvrant des sites de naissance de galaxies elliptiques géantes par l'analyse des données du réseau ALMA sur plus de 100 galaxies brillantes dans le domaine submillimétrique avec des décalages vers le rouge les situant à l'ère du « midi cosmique », lorsque l'univers avait entre 1,6 et 5,9 milliards d'années, et que de nombreuses galaxies formaient activement des étoiles. Cette étude fournit la première preuve observationnelle solide que des sphéroïdes peuvent se former directement par formation intense d'étoiles au sein des noyaux de galaxies à flambée d'étoiles de l'Univers primitif. 

Dans cette étude, les chercheurs ont utilisé une analyse statistique de la distribution de la luminosité de surface induite par les émissions de poussière, combinée à une nouvelle technique d'analyse. Ils ont découvert que les émissions submillimétriques de la plupart des galaxies échantillonnées sont très compactes, avec des profils de luminosité de surface s'écartant considérablement de ceux des galaxies à disques. Pour Tan et ses collaborateurs, cela suggère que ces émissions submillimétriques proviennent de structures qui sont déjà de type sphéroïde. 

D'autres preuves de cette forme sphéroïdale proviennent d'une analyse détaillée de la géométrie 3D des galaxies. La modélisation montre que le rapport entre le plus court et le plus long de leurs trois axes est, en moyenne, de 0,5 environ et augmente avec la compacité spatiale. Cela indique que la plupart de ces galaxies à forte formation d'étoiles sont intrinsèquement sphériques plutôt qu'en forme de disque. Autrement dit, la plupart de ces galaxies sont entièrement triaxiales plutôt que des disques plats. Appuyée par des simulations numériques, cette découverte montre que le mécanisme principal à l’origine de la formation de ces galaxies tridimensionnelles (les sphéroïdes) serait l’action simultanée de l’accrétion de gaz froid dans des flux non coplanaires ainsi que des interactions et des fusions entre galaxies. Selon les chercheurs, ce processus aurait été assez courant dans l’Univers primitif, à l’époque où la plupart des sphéroïdes se formaient. 

Ils calculent la densité numérique des formations stellaires pour des galaxies ayant un taux de formation d'étoile supérieur à 620  M⊙ par an et situées à un redshift z  = 2,7 (qui sont les valeurs médianes de leur échantillon) et dont la densité est de 4 × 10-5 galaxies par Mpc3. L'échantillon de Tan et al. couvre 1,5 milliards d'années de temps cosmique, ce qui correspond à 2,7 10-5 événements de formation de sphéroides par Mpc3  et par gigannée. Les chercheurs calculent que le produit final de leur  échantillon est à peu près le double de sa masse stellaire médiane de 100 milliards  M⊙, en supposant que 50 % des fractions de gaz sont en place au moment de l'observation. Les astrophysiciens évaluent ensuite le taux de formation des galaxies quiescentes de plus de 200 milliards  M⊙. Ils trouvent que cela nécessite également environ 2 10-5 événements de formation de sphéroides par Mpc3 et par gigannée, un valeur stable sur la plage de redshift comprise entre 1,5 et 3,5. Cela suggère selon eux que les sursauts de formation stellaire brillants en ondes radio submillimetriques qui forment des sphéroïdes pourraient être un canal de formation dominant à l'époque du "midi cosmique".

Tan et ses collaborateurs expliquent en outre que les vents stellaires qui sont provoqués par ces flambées de formation de sphéroïdes empêcheront probablement toute nouvelle formation d'étoiles substantielle et pourraient induire une extinction par rétroaction, au moins dans le noyau galactique. Ainsi, pour les sphéroïdes se formant directement à l'intérieur des galaxies brillantes en submillimétrique, une extinction de la formation d'étoiles devrait suivre leur assemblage. Pour les chercheurs, les disques extérieurs déjà vieillissants pourraient finalement contribuer aux halos étendus des galaxies aux profils de Sérsic élevés dans les galaxies elliptiques si l'accrétion s'arrête. Et alternativement, des spirales de type précoce pourraient se former dans les disques qui continuent d'être alimentés par du gaz froid entrant.

Cette avancée aura en tous cas un impact significatif sur les modèles d'évolution des galaxies et approfondit notre compréhension de la façon dont les galaxies se forment et évoluent à travers l'Univers.

Source

In situ spheroid formation in distant submillimetre-bright galaxies

Qing-Hua Tan, et al.

Nature volume 636 (5 december 2024)

https://doi.org/10.1038/s41586-024-08201-6

Illustration 

1. Exemple de galaxies exploitées dans cette étude (Tan et al.)

2. Classification des galaxies par leur morphologie triaxiale (Tan et al.)

3. Qing-Hua Tan

L'origine d'un transitoire radio à longue période identifié pour la première fois

Des astrophysiciens ont trouvé une explication plausible pour un type de signal radio répétitif de longue période identifié pour la première fois il y a deux ans, mais qui apparaît désormais à de nombreux endroits dans le ciel. Ils ont identifié un tel signal périodique qu'ils ont pu clairement associer à une étoile naine rouge. Mais elle ne serait pas seule... C'est son interaction avec une naine blanche qui serait à l'origine du signal radio détecté. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

De nouveaux instruments ont récemment commencé à nous offrir une vue beaucoup plus large, et les analyses de grandes portions du ciel ont révélé une multitude de nouveaux types de signaux auxquels nous ne nous attendions pas et que nous ne pouvons souvent pas encore expliquer pleinement. L'un d'entre eux, une classe désormais connue sous le nom de "transitoires radio de longue période", a été signalé pour la première fois en 2022 , sur la base de données d'archives du Murchison Widefield Array (MWA), dont les relevés radio ont révélé de nombreuses étrangetés inattendues dans le ciel radio. Il a notamment montré un signal radio d'une durée de 30 à 60 secondes, se répétant toutes les 18,2 minutes, et ne correspondant à aucune classe d'objets connue. 

Tous les signaux radio transitoires de longue période présentent une forte polarisation, signe d'un champ magnétique puissant, mais se répètent trop lentement pour être des pulsars et, contrairement aux sursauts radio rapides répétitifs (FRB) (sauf un), ceux-là proviennent tous de l'intérieur de notre galaxie. Jusqu'à présent, il était impossible d'identifier la source de ces signaux répétés à longue période, car ils provenaient le plus souvent du disque galactique, là où la population stellaire est bien trop dense.

Natasha Hurley-Walker et ses collaborateurs viennent donc de faire une grande avancée en trouvant un exemple de transitoire radio à longue période  pas comme les autres, connu sous le nom de GLEAM-X J0704-37. En plus d'être l'exemple le plus lent de ce type de signal qui n'a jamais été observé (une période de 2,9 heures !), GLEAM-X J0704-37 provient également d'une zone bien en dehors du plan galactique où les objets confondants sont rares. Des observations de suivi ont ainsi été possibles et révèlent une étoile naine rouge de type M3, d'une masse d'environ 0,32 masses solaires, située exactement sur la localisation du signal radio pulsé.

Les naines rouges sont le type d'étoile le plus commun de la galaxie, mais on sait aussi qu'elles ne devraient pas avoir l'énergie ou le champ magnétique nécessaires pour produire un signal radio à longue période par elles-mêmes. Mais Hurley-Walker et ses collaborateurs montrent qu'il existe cependant des signes qui indique que la naine rouge serait en orbite autour d'un objet invisible. Pour les chercheurs, une étoile à neutrons semble peu probable, pour de nombreuses raisons, et certaines d'entre elles s'appliquent encore plus négativement à l'idée d'un trou noir. 

Un système binaire avec une étoile à neutrons est défavorisé car si l'émission radio est produite par un champ magnétique fort, l'étoile à neutrons devrait être jeune, ce qui est défavorisé par la latitude galactique élevée de GLEAM-X J0704-37. D'un autre côté, un scénario avec une étoile à neutrons à faible champ dans une binaire de faible masse (comme les pulsars transitionnels ou recyclés), avec une émission radio alimentée par le ralentissement magnétique dipolaire, est aussi défavorisé car la luminosité radio observée est de plusieurs ordres de grandeur supérieure aux limites de la puissance d'un tel ralentissement magnétique.

Il ne reste qu'une solution possible selon les chercheurs: une naine blanche fortement magnétisée. Le problème, c'est qu'il est également peu probable que les naines blanches produisent par elles-mêmes des émissions radio aussi fortes, répétées ou non. L’explication la plus probable pour Hurley-Walker et ses collaborateurs est que la gravité de la naine blanche arrache de la matière à la naine rouge, ce qui provoque indirectement les émissions radio. Dans ce scénario, l'émission radio devrait être générée par un vent stellaire circulant depuis la naine rouge vers la magnétosphère de la naine blanche, où il est accéléré. 

Dans les polaires, un type de variable cataclysmique magnétique, le champ magnétique de la naine blanche est de 10 à 200 MG, et les deux étoiles sont verrouillées en rotation synchrone. Les polaires intermédiaires (IP) ont quant à elles des champs magnétiques légèrement plus faibles (1 à 10 MG) et la naine blanche tourne à une vitesse plus rapide que l'orbite. Avec une vitesse de rotation de la naine blanche encore plus rapide, les systèmes de type AR Sco sont constitués d'une paire naine rouge/naine blanche sur une orbite serrée (environ 4 heures), de sorte que la naine M remplit presque le lobe de Roche (TR Marsh et al. 2016). 

Les interactions entre les deux étoiles provoquent une émission radio de type pulsar depuis la magnétosphère de la naine blanche, ce qui a été directement observée par exemple sur J1912−44, lorsque le faisceau de la naine blanche croise notre ligne de visée (I. Pelisoli et al. 2023). Les deux seuls systèmes de type « pulsar de naine blanche» qui sont connus ont été sélectionnés en recherchant une variabilité optique élevée, qui sélectionne préférentiellement les systèmes proches avec des naines blanches à rotation rapide (une période de quelques minutes). Pour Hurley Walker et son équipe, il est donc possible que des systèmes de type AR Sco à rotation lente aient pu être manqués par les recherches optiques. La périodicité observée ici de 2,9 heures pourrait être cohérente à la fois avec la vitesse de rotation et/ou l'orbite de la naine blanche dans ce scénario, bien que d'autres configurations ne puissent pas encore être complètement exclues. 

Par ailleurs, Hurley-Walker et ses collaborateurs montrent qu'il existe dans le signal radio des preuves provisoires d'une autre périodicité, d'environ 6 ans, probablement due à un bruit de synchronisation. Mais si elle est interprétée comme une période orbitale, alors elle impliquerait que les composantes du système binaire soient séparées par une distance supérieure d'un ordre de grandeur à celle qui est observée dans les systèmes de type AR Sco ou ILT J1101+5521, ce qui rend des interactions similaires peu probables. Des données supplémentaires seront nécessaires pour démêler la nature de cette périodicité à longue échelle de temps.

Le système polaire synchronisé ILT J1101+5521 (I. de Ruiter et al. 2024) récemment découvert, qui est composé d'une naine blanche et d'une naine rouge et qui présente une émission radio périodique et cohérente, pourrait être un système jumeau de GLEAM-X J0704−37. Si c'est le cas, la périodicité de 2,9 heures pourrait être interprétée à la fois comme le spin de la naine blanche et la période orbitale. Les propriétés de polarisation de ce système sont similaires à celles de GLEAM-X J0704−37, avec un mélange de polarisation linéaire et circulaire, ce qui pourrait s'expliquer par une version relativiste du mécanisme du maser cyclotron électronique (Y. Qu & B. Zhang 2024 ). 

Les chercheurs suggèrent donc provisoirement que GLEAM-X J0704−37 pourrait être un système polaire, similaire à ILT J1101+5521. En supposant une masse stellaire de 0,32 M⊙ pour la naine rouge et une masse de 0,8 M⊙ pour la naine blanche, le rayon du lobe de Roche de l'étoile naine rouge est de 0,2 UA. Pour une orbite circulaire de 2,9 heures avec ces masses, le rayon orbital serait de 0,005 UA, plaçant la naine blanche bien dans le lobe de Roche.

Afin de déterminer de manière concluante la nature de ce système transitoire radio à longue période, les astrophysiciens suggèrent une surveillance radio plus poussée pour contraindre les mesures de périodes, ainsi que des observations sensibles dans le bleu ou l'UV pour rechercher la présence d'une naine blanche, et aussi une mesure de la vitesse radiale de la naine rouge en étudiant les décalages Doppler de ses raies spectrales. Jusqu'à aujourd'hui, les limites supérieures dans l'UV qui ont été dérivées d'observations avec Swift, excluent la présence d'une naine blanche chaude avec T ≳ 20 000 K, soit environ 20 % de la population des naines blanches magnétiques. De plus, aucune raie d'émission forte n'est observée dans le spectre infrarouge, ce qui pourrait être attendu pour une naine blanche chaude sur une orbite proche. 

Cependant, les naines blanches de J1912–44, AR Sco et ILT J1101+5521 sont toutes beaucoup plus froides, cette dernière ayant par exemple une température de 5156 K. Donc, la limite supérieure que Hurley Walker et al. déduisent du spectre infrarouge et des observations UV (20 000 K) sur la présence d'une naine blanche dans le système n'est pas fortement contraignante. Tout est encore ouvert. 

Source

A 2.9 hr Periodic Radio Transient with an Optical Counterpart

N. Hurley-Walker et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 976, Number 2 (26 november 2024)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad890e

Détection d'un excès de chaleur sur la planète naine Makémaké

Une équipe de planétologues a observé la planète naine Makémaké avec le télescope Webb et ont découvert un excès très important dans l'infrarouge moyen. L'excès détecté indique des températures d'environ 150 K, bien supérieures à celles que les surfaces solides à la distance héliocentrique de Makémaké pourraient atteindre par irradiation solaire. Pour les chercheurs, qui publient leur découverte dans The Astrophysical Journal Letters, cela indique que Makémaké est active, ou bien qu'elle possède un anneau de poussière carbonée... Les deux scénarios indiquent des phénomènes sans précédent parmi les objets transneptuniens, et pourraient avoir un impact considérable sur notre compréhension de ces mondes lointains.

Makémaké est l'un des objets les plus grands et les plus brillants de la ceinture de Kuiper. Ortiz et al. ont déduit en 2012 sa taille et son albédo à partir de mesures d'occultation et ils ont obtenu un diamètre d'environ 1 430 km, une taille intermédiaire entre celle de Pluton et Charon, et ils ont mesuré un albédo de ≈ 0,8. Makémaké est donc particulièrement brillante. On sait aujourd'hui que sa surface est principalement recouverte de glace de méthane. (Brown et al. 2007 ; A. Alvarez-Candal et al. 2020 ) ainsi que de produits d'irradiation du CH4 (Brown et al. 2015 ). Et Grundy et al. avaient aussi montré en 2024 que le rapport Deutérium/Hydrogène dans la glace de méthane observée sur Makémaké est significativement inférieur à celui qui a été détecté dans la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko, qui est considérée comme primordiale. En revanche, il s'aligne étroitement sur les rapports trouvés dans l'eau de nombreuses comètes et objets plus grands du système solaire externe. Ces similitudes et différences ont incité Glein et al. à suggérer il y a quelques mois que les atomes d'hydrogène dans le méthane sur Makémaké provenaient de l'eau, générée par des processus géochimiques à des températures élevées dans son intérieur profond. Bien qu'il existe plusieurs caractéristiques à la surface des objets transneptuniens qui indiquent un cryovolcanisme passé, aucune activité en cours n'a été observée jusqu'à présent.

L'émission thermique de Makémaké a d'abord été mesurée par le télescope spatial Spitzer en 2008, puis par le télescope spatial Herschel en 2010. En 2016, Parker et al. ont détecté un satellite autour de Makémaké, en utilisant les mesures du télescope spatial Hubble. Ils ont suggéré que ce satellite pourrait contribuer à l'émission excédentaire à 24 μm qui avait été décelée par Herschel, difficilement explicable. Un autre scénario impliquait une émission thermique de poussière diffuse en équilibre avec le rayonnement solaire. Bien que techniquement les deux modèles puissent ajuster les observations à un niveau acceptable, ils posaient tous deux des problèmes avec l'interprétation physique des paramètres obtenus, et certaines questions restaient ouvertes.

Pour répondre à ces questions, Csaba Kiss (Institut astronomique de Budapest) et ses collaborateurs ont mené une étude approfondie de l'émission thermique du système de Makémaké en intégrant de nouvelles mesures de l'instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) du télescope spatial Webb, des observations non publiées de Herschel et une réévaluation des données publiées précédemment. De plus, ils ont inclus des données de courbe de lumière visible du télescope TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) et du télescope spatial Gaia pour contraindre la période de rotation et des données Spitzer/MIPS non publiées à 24 et 70 μm d'une deuxième époque, couvrant une partie substantielle de la période de rotation de Makémaké, pour obtenir une courbe de lumière thermique partielle et contraindre les variations d'émission thermique rotationnelle.

Kiss et ses collaborateurs montrent que Makémaké présente un excès important dans l'infrarouge moyen qui ne peut pas être expliqué par l'émission thermique d'un corps solide irradiés uniquement par le Soleil à sa distance héliocentrique. Ils ont tenté d'ajuster l'émission thermique de Makémaké en utilisant trois types de modèles, à terrain unique ou dual, avec ou sans satellite sombre, mais en vain. Ca ne colle pas avec le spectre en énergie qui est observé dans l'infra-rouge...

Kiss et ses collaborateurs se sont donc tournés vers d'autres scénarios. Le premier scénario qui pourrait selon eux expliquer cet excès de flux dans l'infra-rouge moyen, ça serait l'existence d'un point chaud sur la surface de la planète naine. Un point chaud qui serait alimenté par le cryovolcanisme. Les matériaux issus de l'activité souterraine des corps glacés peuvent en effet atteindre la surface et provoquer des excès de température. Un bon exemple de ce phénomène est Encelade, où Cassini a détecté 3 à 7 GW d'émission thermique provenant des zones polaires sud, à des températures allant jusqu'à au moins 145 K sur une zone équivalente d'environ 350 km2. On peut supposer que l'origine de l'excès d'infrarouge moyen de Makémaké est similaire.

Dans ce scénario, les chercheurs ajuste le spectre en énergie en supposant un terrain unique et une contribution du satellite médiane, avect un « point chaud » à la surface de Makémaké en supposant qu'il a un spectre de corps noir à température unique. Pour cette composante supplémentaire, Kiss et ses collaborateurs trouvent que la température de corps noir la mieux ajustée est Ts = 147 ± 5 K, et la zone correspondante a un rayon équivalent de 10,0 ± 0,5 km, soit ∼0,02 % du disque apparent de Makémaké (pour comparaison, Wright Mons sur Pluton, qui est un cryovolcan présumé, a une caldeira d'environ 5 km de diamètre). Comme les densités de flux qui avaient été mesurées par Spitzer à 24 μm ne présentent qu'une faible variation (≤20 %), dans ce scénario, le point chaud devrait être continuellement visible et donc lié à une région qui est continuellement visible (c'est à dire la région polaire). Dans ce cas, en fonction de l'orientation réelle des pôles, la véritable zone réelle peut être considérablement plus grande et avoir toujours un rayon équivalent de 10 km en raison des effets de projection. Un corps noir de 147 K correspond à une densité de surface de puissance rayonnée d'environ 26 W m-2 , nettement supérieure à la densité typique d'environ 1 W m-2 sur les autres régions de la surface de Makémaké où la puissance de sortie est déterminée par l'irradiation solaire. Les chercheurs calculent la puissance totale rayonnée par ce point chaud pour une zone de rayon de 10 km, et trouvent une valeur P tot = 8,3 Gigawatts (ce qui est assez similaire aux valeurs obtenues pour Encelade). Pour comparaison, la puissance totale qui est reçue par Makémaké du fait de l'irradiation solaire est de 800 GW. Kiss et ses collaborateurs ne peuvent pas malheureusement pas identifier une source évidente qui pourrait être responsable de cette région à haute température.

Ce qui est certain, c'est que si le point chaud évoqué est la raison de l’émission excessive dans l’infrarouge moyen, alors Makémaké est le quatrième corps planétaire solide connu, après la Terre, Io et Encelade, qui est suffisamment actif géologiquement pour que sa chaleur interne soit détectée par télédétection.

Le cryovolvanisme pourrait en tous cas être une explication pour expliquer la formation du méthane à l'intérieur de la planète naine, et son maintien à la surface contre les processus de fuite et de perte photochimique ou radiolytique, le cryovolcanisme pourrait soutenir le scénario impliquant un océan d'eau souterraine plutôt qu'un océan dominé par la convection à l'état solide. Pour les chercheurs, si l'excès de température est associé au cryovolcanisme, l'observation d'une variation de l'excès de température avec le temps ou la phase de rotation pourra fournir plus d'informations sur le processus réel.

Kiss et ses collaborateurs proposent un second scénario pour expliquer l'excès de lumière infra rouge détecté par Webb. Ils montrent qu'au lieu d'un point chaud à la surface de Makémaké, l'origine de l'excès d'IR moyen pourrait être produit par de la poussière à haute température constituée de petits grains. Les petits grains de poussière ont tendance à surchauffer en raison de leur faible émissivité, la température réelle de la poussière dépendant de la composition et de la taille des grains. Ces petits grains peuvent en fait atteindre des températures bien plus élevées que la température d'équilibre d'environ 40 K à la distance héliocentrique de Makémaké. Les chercheurs ont fait des calculs de température de la poussière pour le cas de Makémaké. On le rappelle, des températures autour de 150 K sont nécessaires pour expliquer l'excès important d'IR moyen qui est observé. Kiss et son équipe montrent que les températures de poussière pour une composition de grain spécifique atteignent le maximum autour d'une taille de grain d'environ 100 nm, mais des températures autour de 150 K sont atteintes uniquement pour les grains de graphite ou de carbone, des grains d'olivine, de pyroxène ou de glace d'eau ne permettent pas de retrouver le flux infra-rouge mesuré (ils sont trop "chauds"). Cela indique qu'une composition carbonée probable et des tailles de grain petites sont nécessaires pour pouvoir expliquer l'excès d'IR moyen avec de la poussière diffuse. Les grains de carbone avec des tailles de grains de 100 à 200 nm ou les grains de graphite avec des tailles de grains entre 200 et 500 nm peuvent s'adapter à toutes les données IR moyennes simultanément (sans violer la détection de la lumière réfléchie), en considérant une contribution possible d'autres composants (lune sombre, terrain sombre) dans le système.

Des études récentes ont découvert des systèmes d'anneaux autour des Centaures et des objets transneptuniens, notamment Chariklo, Haumea et Quaoar, suggérant que ces anneaux peuvent être communs autour des corps du système solaire externe, et on peut donc supposer ici que de la poussière diffuse autour de Makémaké peut avoir une forme similaire.

Avec un anneau constitué de grains carbonés de 100 nm, avec une contribution supplémentaire d'un modèle à double terrain utilisant un terrain secondaire de type Quaoar fonctionne très bien. Mais, l'utilisation d'un modèle avec un satellite sombre au lieu d'un double terrain donne des résultats très similaires. Ce modèle particulier d'anneau de poussière correspond très bien aux densités de flux observées et est pratiquement impossible à distinguer du modèle « point chaud » le mieux ajusté. Si l'anneau était constitué exclusivement de ces très petits grains, la profondeur optique de l'anneau dans le domaine visible serait τ ≈ 0,1, en supposant un disque mince et étroit, une largeur d'anneau de 10 km et un rayon d'anneau de r = 4300 km,

Mais Kiss et son équipe précisent que des petits grains de poussière doivent être fortement affectés par le rayonnement solaire via la pression de rayonnement et les effets de Poynting-Robertson. Les chercheurs calculent la durée de vie de  ces particules de poussière en utilisant un modèle dynamique en supposant que les grains commencent à orbiter autour de Makémaké sur des orbites circulaires. Surprise ! Ils trouvent une durée de vie d'environ 10 ans seulement. Mais ils notent cependant qu'une petite lune bergère peut aider à stabiliser les orbites des particules annulaires et prolonger considérablement la durée de vie des grains, comme cela avait été proposé dans le cas de Chariklo il y a quelques mois. 

Avec une durée de vie des petits grains aussi courte, on pense à un événement unique qui aurait eu lieu récemment sur Makémaké. Les chercheurs notent que dans ce cas, une décoloration aurait dû être observée au cours des 20 dernières années couvertes par des observations dans l'IR moyen. Mais, les données antérieures de Spitzer et les récentes données de JWST montrent des densités de flux compatibles, sans évolution notable. Au lieu d'un événement unique, il se pourrait alors qu'il existe un réapprovisionnement continu de poussière qui rend le matériau de l'anneau continuellement observable. En ce qui concerne la composition des grains de poussière, il faut se rappeler que le carbone est omniprésent dans le système solaire externe. La poussière cométaire submicronique est dominée par le carbone amorphe, et en raison de leurs propriétés optiques uniques, de très petits grains de poussière carbonée peuvent être la source dominante de l'émission thermique dans l'IR moyen même en présence d'autres types de grains.

En utilisant des calculs de transfert radiatif, Kiss et ses collaborateurs estiment que, en supposant uniquement des grains carbonés de 100 nm, la masse totale de l'anneau serait d'environ 3000 tonnes, ce qui équivaut à la masse d'un corps d'un rayon d'environ 10 m. Il s'agit d'une limite inférieure, car des grains plus gros peuvent contribuer de manière significative. En supposant la présence de grains plus gros avec 100 fois la masse des petits grains, la masse de l'anneau pourrait être comprise entre 3000 tonnes et 300 000 tonnes. Avec une courte durée de vie d'environ 10 ans des petits grains, un taux d' environ 300 tonnes/an est nécessaire pour le réapprovisionnement, et probablement une quantité plus élevée si on considère l'échelle globale des tailles de particules qui peuvent provenir de petites lunes ou de collisions entre des plus grandes particules.

L'anneau proposé ici serait en tous cas un nouveau type d'anneau dans la région transneptunienne. L'émission thermique des anneaux de Haumea, Chariklo ou Quaoar ne montre en effet pas d'émission excédentaire d'IR moyen aussi forte, même si des résultats récents d'occultations stellaires suggèrent que de très petits grains pourraient dominer certains anneaux de petits corps dans le système solaire externe. Alors que les anneaux classiques de Saturne et d'Uranus sont connus pour être principalement des grains ou des cailloux de la taille d'un millimètre à un centimètre, l'émission thermique de l'anneau de Phoebe autour de Saturne est dominée par de petits grains, et elle est caractérisée par une loi de distribution de taille très raide, comme l'ont montré les mesures de WISE et de Spitzer. Dans le cas de l'anneau de Phoebe, les particules de poussière proviennent du satellite Phoebe lui-même à partir de micrométéorites ou d'impacts plus gros et sont considérées comme responsables de la matière sombre sur l'hémisphère avant de Japet. Un petit satellite interne supplémentaire pourrait être responsable du matériau de l'anneau dans le cas de Makémaké, selon les chercheurs.

En résumé, Csaba Kiss et son équipe ont observé un fort excès dans l'infra-rouge moyen sur Makémaké et proposent deux scénarios distincts pour l'expliquer  : premièrement un point chaud alimenté par le cryovolcanisme et deuxièmement, un anneau composé de très petits grains carbonés. Les chercheurs ne peuvent pas trancher entre ces deux scénarios très différents. Mais ils notent que ces deux phénomènes peuvent être interconnectés. Par exemple, on sait que le matériau de l'anneau E de Saturne provient des geysers d'eau d'Encelade, et des processus similaires pourraient donc fournir du matériau à un anneau autour de Makémaké. De plus, l'anneau E de Saturne est également dominé par des grains de taille submicronique, même s'il s'agit de glace et non de carbone. L'excès IR observé sur Makémaké pourrait donc aussi  être le résultat d'une combinaison des deux scénarios envsagés.

Des mesures supplémentaires dans l'infra-rouge moyen (de 10 à 25 μm de longueur d'onde) échantillonnant l'émission thermique de Makémaké à plusieurs longitudes pourront confirmer dans le futur si il existe une variation rotationnelle, ce qui pourrait être une forte indication que l'excès d'émission provient (au moins en partie) de la surface de Makémaké.  Des observations supplémentaires peuvent également montrer si l'excès (à la fois l'intensité et la température associée) a changé depuis les dernières mesures de Webb effectuées en janvier 2023. Cela serait  attendu dans le scénario de l'anneau si les petits grains de poussière ont été créés lors d'un seul événement. Dans le cas du scénario à point chaud, l'excès pourrait également changer en raison de changements dans les processus cryovolcaniques sous-jacents. Et puis, de futures mesures d'occultation pourraient aussi grandement aider à choisir entre la solution "point chaud" et la solution "anneau".

Source

Prominent Mid-infrared Excess of the Dwarf Planet (136472) Makemake Discovered by JWST/MIRI Indicates Ongoing Activity

Csaba Kiss et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 976, Number 1 (14 november 2024)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad8dcb

Illustrations

1. Vue d'artiste de Makémaké NASA, ESA, A. Parker and M. Buie (Southwest Research Institute), W. Grundy (Lowell Observatory), and K. Noll (NASA GSFC) 

2. Ajustement du spectre IR par l'ajout de l'effet d'un point chaud à la surface de Makémaké avec différentes caractéristiques (Kiss et al.)

3. Ajustement du spectre IR par l'ajout de différents types de poussière  sous forme d'anneaux (Kiss et al.)

Trois galaxies massives furieusement efficaces pour former des étoiles 1 milliard d'années post Big Bang

Les récentes observations du télescope spatial Webb ont révélé une abondance inattendue de galaxies massives candidates dans l'Univers jeune. Ces galaxies candidates observées avec Webb ont été interprétées comme remettant en cause la cosmologie du modèle ΛCDM, mais, jusqu'à présent, les observations n'ont pas eu de confirmation spectroscopique de leurs décalages vers le rouge. Une équipe d’astrophysiciens a effectué une étude systématique de 36 galaxies massives obscurcies par la poussière avec des décalages vers le rouge compris 5 et 9 provenant du relevé FRESCO du télescope Webb. Ils ne trouvent aucune tension avec le modèle standard dans leur échantillon. En revanche, ils ont déniché trois galaxies ultra-massives, de plus de 100 milliards de masses solaires, qui montrent une efficacité monstrueuse pour fabriquer des étoiles… L’article est publié dans Nature.

Les masses stellaires des galaxies de l’échantillon sont comparées à la masse maximale à laquelle on pourrait s'attendre à trouver une galaxie dans le volume étudié, compte tenu de la fonction de masse du halo de matière noire entourant les galaxies et de la fraction de baryons cosmique. Dans ce paradigme de type ΛCDM, Mengyuan Xiao (université de Genève) et ses collaborateurs (dont le français David Elbaz) dérivent la masse la plus grande du halo de matière noire à différents redshifts dans le volume d'étude correspondant (environ 1,2 × 10⁶ Mpc³ à z entre 5 et 9) selon la fonction de masse du halo. La masse stellaire maximale est ensuite déduite de la masse maximale du halo de matière noire, avec une fraction baryonique cosmique fb = Ω_b/Ω_m = 0,158 (Ω_b est le paramètre de densité baryonique et Ω_m le paramètre de densité de matière), et l'efficacité théorique maximale (ϵ) de la conversion des baryons en étoiles. Xiao et ses collaborateurs considèrent deux cas possibles pour ϵ : l'efficacité la plus élevée obtenue à partir de modélisations phénoménologiques basées sur les observations (ϵ max,obs = 0,2) et l'efficacité maximale théoriquement permise (ϵ = 1).

Ils calculent ensuite les limites inférieures de l'efficacité des galaxies de leur échantillon, afin de vérifier si les galaxies massives à haut z pourraient former des étoiles avec une efficacité étonnamment élevée (ϵ > 0,2 ou même ϵ > 1). Dans cette analyse, les chercheurs supposent de manière conservatrice que chaque galaxie est située dans le halo de matière noire le plus massif.

Xiao et ses collaborateurs ne trouvent aucune galaxie avec ϵ > 1, ce qui suggère donc que l’échantillon ne présente pas de tension significative avec le modèle ΛCDM. La fiabilité de cette conclusion vient du fait que les astrophysiciens disposent à la fois de masses stellaires et de décalages vers le rouge robustes.

En revanche, il y a tout de même 5 galaxies extrêmes dans cet échantillon de 36 galaxies, qui montrent un ϵ > 0,2, c'est-à-dire une efficacité accrue dans la conversion du gaz en étoiles. Trois galaxies sont à z ≈ 5 à 6 (donc entre 0,9 et 1,2 milliards d'années après le Big Bang), et deux à z ≈ 7 -8. Xiao et ses collègues se concentrent sur les trois objets à plus faible décalage vers le rouge car les masses stellaires dérivées sont significativement moins robustes pour les objets à z ≈ 7 – 8. Les trois monstres sont nommées S1, S2 et S3. Elles ont été détectées précédemment par des observations du Submillimetre Common-User Bolometer Array 2 (SCUBA-2), mais seule S2 (aussi connue sous le nom de GN1035), avait un décalage vers le rouge et une masse stellaire fiables avant les observations de Webb.

Xiao et al. constatent que S1, S2 et S3 sont extrêmement massives (plus de 100 milliards de M⊙ en étoiles, rouges, et fortement atténuées par la poussière. Ils trouvent qu'elles ont également des taux de formation d'étoiles très élevés, spécifiquement 795 ± 40 M_⊙ par an pour S1, 1030 ± 190 M_⊙ par an pour S2 et 988 ± 49 M_⊙ par an pour S3. Cela indique que ces galaxies sont dans un processus de production d’étoiles très efficace. L’étude des raies d'émission, de la morphologie des sources et des données multi-longueurs d'onde ne révèle aucun signe d'une contribution significative des noyaux actifs de galaxie (AGN). Par conséquent, la nature ultra-massive de ces trois galaxies est fiable. Ces galaxies ultramassives (pour l’époque où elles se trouvent) sont surnommées des « red monsters » par les astrophysiciens

En comparant les masses de ces galaxies avec les prédictions, il est clair qu’elles nécessitent une conversion en étoiles extrêmement efficace de tous les baryons disponibles d'environ 0,5 en moyenne, c’est-à-dire 2 à 3 fois l'efficacité la plus élevée observée à un redshift inférieur (ϵ max,obs ≈ 0,2). Ces 3 galaxies se situent à z ≈ 5 - 6, démontrant que l'existence de galaxies ultra-massives qui défient les modèles d'assemblage de galaxies, n'est pas limitée à l'univers le plus lointain à z > 8 mais inclut également des galaxies à des époques plus tardives qui étaient auparavant cachées par l'obscurcissement de la poussière.

L'efficacité élevée de la conversion baryons (gaz) - étoiles dans ces trois galaxies ultra-massives pourrait également être démontrée dans l'autre sens. En supposant une efficacité maximale observée de ϵ max,obs = 0,2, les masses stellaires de S1, S2 et S3 correspondent à des masses de halo de matière noire de 10 ^12.88 , 10 ^12.68 et 10 ^12.54 masses solaires respectivement. La densité volumique de galaxies observée est d'environ 3.0 × 10^-6 Mpc^-3 à z ≈ 5 - 6 dans les 124 arcmin² des champs de l'étude FRESCO. Pour le cas le plus extrême, S1, comparé aux densités cumulées théoriques de galaxies d'environ 2,8 × 10^-9 Mpc^-3 ayant une masse totale de 10 ^12,88 masses solaires, la probabilité de détecter une telle galaxie dans un champ aléatoire aussi grand que celui de FRESCO n'est que 0,0008. En d'autres termes, si la distribution des galaxies dans l'Univers était homogène, et si ϵ = 0.2, on s’attendrait à ne détecter qu'une seule galaxie telle que S1 dans un champ 1188 fois plus grand que celui de FRESCO. Pour S2 et S3, les probabilités sont de 0,017 et 0,08 respectivement, ce qui requiert des champs 58 fois et 12 fois plus grands que le champ de l’étude FRESCO pour les détecter. Cela démontre que l'efficacité de la formation d'étoiles dans ces galaxies doit être significativement plus élevée que celle normalement trouvée à des redshifts plus faibles dans le modèle standard de formation des galaxies au sein de halos de matière noire froide.

Et Xiao et ses coauteurs calculent que les galaxies extrêmement massives contribuent de manière significative à la densité totale du taux de formation d'étoiles dans l'Univers jeune. Ils trouvent que en incluant seulement S1, S2 et S3, la densité du taux de formation d'étoiles atteint une valeur de 2,4 10^-3 M_⊙ par an Mpc^-3 (à z=5,8). Cette valeur correspond à 17% de la densité totale du taux de formation d'étoiles à ce redshift. Selon les chercheurs, ce résultat suggère qu’il existe une proportion importante de formation stellaire extrêmement efficace dans l'Univers jeune.

Avec les mesures sûres du décalage spectral et de la masse stellaire, ces résultats fournissent des preuves solides que l'Univers primitif doit être deux à trois fois plus efficace dans la formation de galaxies massives que la tendance moyenne trouvée par des études antérieures à des époques plus tardives. La découverte de Xiao et al., ainsi que l'excès possible de galaxies lumineuses en UV à z > 8 révélé par les observations du JWST, indique que les modèles de formation des premières galaxies doivent être révisés, bien que en restant dans le cadre du modèle cosmologique ΛCDM.

Pour conclure, les astrophysiciens notent que deux des trois galaxies ultra-massives ont récemment été localisées dans une structure à grande échelle en cours de formation. Par conséquent, selon eux, les effets potentiels de la variance cosmique doivent être soigneusement pris en compte avant de concevoir des modèles. En outre, les galaxies les plus massives situées dans les régions les plus denses de l'Univers peuvent avoir une histoire de formation spécifique, ce qui nécessite des modèles uniques de formation des galaxies pour expliquer comment la formation d'étoiles est effectivement augmentée à un taux significatif dans ces régions. Pour Xiao et ses collaborateurs, des variations dans la fonction de masse initiale pourraient également reproduire les propriétés extrêmes observées dans leur échantillon. Des scénarios doivent encore être étudiés par des observations plus détaillées. Avec une plus grande résolution spatiale et/ou sensibilité, les futures observations spectroscopiques de l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), du NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) et du télescope Webb pourraient aider à consolider la nature massive de ces galaxies grâce à des mesures de masse dynamique, et pourquoi pas tester différents scénarios pour leur formation avec l'analyse de la cinématique et de la composition chimique du milieu interstellaire.

 

Source

Accelerated formation of ultra-massive galaxies in the first billion years

Xiao, M., et al.

Nature 635, 311–315 (14 novembre 2024 )

https://doi.org/10.1038/s41586-024-08094-5

Illustration

1. Images des galaxies S1, S2 et S3 (Xiao, M., et al.)