L'amas de Coma renforce encore la tension de Hubble

Il y a quelques mois, la collaboration DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) a mesuré une relation étroite entre la constante de Hubble-Lemaître (H₀) et la distance à l'amas de galaxies de Coma, en utilisant la relation dite du plan fondamental (FP) sur l'échantillon le plus profond et le plus homogène de galaxies de type précoce. A partir de cette relation indépendante du modèle cosmologique, on peut déterminer une valeur de H₀ si on mesure la distance de l'amas de Coma. Inversement, en considérant une certaine valeur de H₀, on peut en déduire la distance de l'amas et la comparer avec des valeurs obtenues autrement, de quoi tester la tension existante sur la constante de Hubble-Lemaître. Une équipe d'astrophysiciens vient de faire ce test en mesurant pour la première fois la distance de l'amas de Coma grâce à 13 supernovas de type Ia, des chandelles standard. La distance qu'ils obtiennent mène à une valeur de H₀ de 76,5 ± 2,2 km s^-1.Mpc^-1, renforçant encore la tension sur le taux d'expansion actuel de l'Univers, et le besoin de réviser le modèle standard.

La « tension de Hubble » fait référence à l'écart qui est observé dans la valeur de la constante de Hubble-Lemaître, H₀, entre plusieurs mesures de distance locale et de décalages vers le rouge (regroupées autour de H₀ ~ 73 km s^-1.Mpc^-1) par rapport à la valeur déduite des mesures du fond diffus cosmologique et le modèle standard de la cosmologie ΛCDM (trouvée autour de H₀ ~ 67,5 km s^-1.Mpc^-1). Comme il n'existe pas encore de théorie acceptée de nouvelle physique pour expliquer cet écart, on est toujours en train d'élaborer de nouvelles méthodes de mesures indépendantes pour mieux caractériser ce phénomène.

Il y a quelques mois, la collaboration Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) (K. Said et al. 2024) a déterminé la relation du plan fondamental (FP) de l'échantillon le plus profond et le plus homogène de galaxies de type précoce dans l'amas de Coma (DESI Collaboration et al. 2024 ), ce qui permet de relier la distance et la valeur de H_0. Ce qu'on appelle la relation FP, c'est une relation connue depuis 1987 pour les galaxies de type précoce entre leur dispersion de vitesse, leur luminosité de surface et leur rayon apparent, qui ajoute un paramètre et resserre la relation de Faber-Jackson de 1976 entre leur vitesse et leur luminosité. La mesure de la collaboration DESI consiste en des décalages vers le rouge et des distances FP non étalonnées pour 4191 galaxies de type précoce dans le flux de Hubble et 226 distances FP de ce type au sein de l'amas de Coma. DESI a mesuré le flux de Hubble pour des redshifts compris entre  0,023 et 0,1, et Coma ne leur sert que de lieu de référence, riche en galaxies de type précoce, où les distances FP non étalonnées peuvent être ensuite étalonnées à partir de la connaissance de la distance réelle de l'amas de Coma. Avec la distance de Coma qu'ils ont utilisée, les astrophysiciens de DESI trouvaient H₀ = 76,05 ± 0,35 (statistique) ± 0,49 (FP systématique) ± 4,86 ​​(étalonnage FP) km.s^-1.Mpc^-1.

L'estimation de H₀  à partir de la relation FP de DESI dépend bien sûr de la connaissance de la distance réelle de Coma. Les chercheurs de DESI l'ont estimée à partir d'une mesure de fluctuation de luminosité de surface d'une galaxie de Coma qui a été faite en 2021, à DComa  = 99,1 ± 5,8 Mpc. L'incertitude totale de la mesure de DESI sur H₀ est modeste à ±1,3 km.s^-1.Mpc^-1 (elle est dominée par la mesure de la relation FP sur 226 galaxies de Coma). L'incertitude dans l'estimation de H₀ par DESI est vraiment dominée par la connaissance de la distance à Coma.

En voyant cela, Daniel Scolnic (Duke University) et ses collaborateurs, dont le nobélisé Adam Riess,  on cherché à améliorer cette incertitude en remesurant la distance à Coma avec cette fois un nouvel échantillon d'une douzaine de supernovas de type Ia dans l'amas et en exploitant d'autres mesures de distance du télescope spatial Hubble et du télescope spatial James Webb pour améliorer la contrainte sur H₀.

Il faut dire que Coma a une longue histoire de mesures de distance à partir des objets qu'il contient. Une compilation historique des mesures de distance a été présentée en 2020 on y retrouve l'utilisation de diverses méthodes, qui donnent une moyenne pour la valeur de distance de Coma d'environ 95 Mpc. Le HST Key Project a par exemple étalonné la relation FP dans des amas proches (Virgo, Fornax et Leo I) et Coma, ce qui a donné une distance mesurée de 86 ± 8 Mpc. L'amas de Coma est trop éloigné pour utiliser directement des indicateurs de distance primaires (c'est-à-dire les Céphéides, les étoiles de la pointe de la branche des géantes rouges (TRGB), les Miras, les étoiles de la branche des géantes asymptotiques de la région J (JAGB), ou les étoiles supergéantes bleues). En revanche il est riche en galaxies de type précoce, qui sont des cibles idéales pour les méthodes basée sur la fluctuation de luminosité ou basées sur les galaxies comme la relation FP.

Et les supernovas Ia offrent un outil particulièrement efficace pour calibrer la distance de l'amas de Coma. Avec des taux canoniques d'une supernova par galaxie tous les 100 ans, on peut s'attendre à ce que de l'ordre d'une dizaine de supernovas dans Coma aient été découverts par diverses études au cours de la dernière décennie. L'effort le plus récent pour collecter des supernovas Ia dans Coma provient d'une étude de 1990 (M. Capaccioli et al. 1990 ), qui a rassemblé cinq supernovas Ia des années 1960 et 1970 remontant aux travaux de Fritz Zwicky en 1961. Malheureusement, la qualité de ces données selon les normes modernes est assez médiocre. Une mesure précise de la distance nécessite plusieurs supernovas Ia dont les courbes de lumière et les spectres respectent la qualité contemporaine des systèmes photométriques bien caractérisés. Jusqu'à la dernière décennie, Coma n'était pas continuellement recherchée pour des phénomènes transitoires, de sorte que de nombreuses supernovas Ia passées auraient été manquées. La compilation Pantheon+ de 2022 ne contient que deux supernovas Ia situées dans Coma. Par contre, des relevés récents comme l'Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) et le Zwicky Transient Facility (ZTF) ont couvert de grandes fractions du ciel incluant la zone de l'amas de Coma et il se trouve que les requêtes de leurs bases de données indiquent qu'ils ont trouvé plus de 10 supernovas Ia autour de Coma au cours des dernières années.

Scolnic et ses collaborateurs ont donc utilisé les courbes de lumière de ces supernovas pour mesurer une distance précise de Coma en se basant sur les étalonnages de la luminosité absolue des supernovas Ia. Daniel Scolnic et ses collaborateurs parviennent à mesurer la distance la plus précise de Coma à partir de 13 supernovas de type Ia dans l'amas. Leur étalonnage de la magnitude absolue des supernovas Ia avec l'échelle de distance déterminée avec le télescope Hubble leur donne une distance DComa = 98,5 ± 2,2 Mpc, la valeur de distance la plus précise à ce jour et une valeur très proche de celle obtenue par la collaboration DESI, et qui est tout à fait cohérente avec la valeur canonique comprise entre 95 et 100 Mpc. Et donc, en appliquant ensuite la relation FP de DESI, cette distance donne H₀  = 76,5 ± 2,2 km s^-1.Mpc^-1. 

L'inversion de la relation FP en l'étalonnant sur la valeur de H₀ de Planck+ΛCDM (67,4 km km s^-1.Mpc^-1) implique une distance beaucoup plus grande : DComa  = 111,8 ± 1,8 Mpc, ce qui est 4,6 σ au-delà de la  mesure directe. Indépendamment des supernovas, la relation FP du projet HST Key telle que calibrée par les Céphéides, la pointe de la branche des géantes rouges (avec le JWST) ou les fluctuations de luminosité de surface dans le proche infrarouge (avec le HST) donnent toutes une distance D Coma  < 100 Mpc...

Selon les chercheurs, à partir d'un large éventail d'estimations de distance compilées depuis 1990, il est difficile de voir comment l'amas de Coma pourrait être situé aussi loin que la prédiction issue de la valeur de H₀ de Planck+ΛCDM, supérieure à 110 Mpc. En étendant le diagramme de Hubble à Coma, qui est un endroit bien étudié dans notre voisinage dont la distance était en bon accord bien avant la tension de Hubble, DESI indique donc un conflit plus marqué entre notre connaissance des distances locales et ce que prédit le modèle cosmologique. Cette surtension est confirmée par cette nouvelle étude qui fournit une nouvelle valeur de distance indépendante. 

Alternativement, Scolnic et ses collaborateurs se sont amusés à combiner les mesures de distance locale non corrélées à Coma avec la mesure de DESI, et ils trouvent H₀  = 76,9 ± 2,0 km s^-1.Mpc^-1 , soit 4,6 σ au delà de la valeur de Planck issue du CMB avec le modèle cosmologique standard. Cette nouvelle voie de mesure, le diagramme de Hubble par la distance de Coma et avec  DESI, offre ainsi un autre point de vue sur la tension de Hubble, observée ici à partir d'une gamme encore plus large d'indicateurs de distance locale, et indépendante des supernovas Ia mesurant le flux de Hubble. 

Il n'y a plus qu'à attendre encore un peu les futurs programmes qui affineront la distance de l'amas de  Coma et d'autres plus proches pour aider à éclairer cette nouvelle fenêtre locale sur la tension de Hubble. Scolnic et ses collaborateurs précisent en conclusion qu'il existe de bonnes perspectives d'amélioration de leur résultat à court terme. Les programmes JWST à venir ont par exemple ciblé Coma pour des mesures intensives au cours du cycle 3 (2025). De plus, un suivi spectroscopique et photométrique dédié des supernovas dans l'amas de Coma pourrait facilement améliorer le résultat actuel. Il est probable que d'ici quelques années, l'incertitude sur H₀ via une échelle de distance basée sur Coma ne sera pas dominée par les incertitudes des mesures au sein de l'amas mais plutôt par l'étalonnage de ces mesures ailleurs dans cette nouvelle échelle de distance.

La tension de Hubble n'a jamais été aussi tendue. Combien de temps encore tiendra la théorie sous-jacente du modèle standard face aux observations ?

Source

The Hubble Tension in Our Own Backyard: DESI and the Nearness of the Coma Cluster

Daniel Scolnic et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 979, Number 1 (15 january 2025)

http://doi.org/10.3847/2041-8213/ada0bd

Illustration

1. Localisation des supernovas utilisées dans l'amas de Coma

2. Daniel Scolnic

Observations de la naissance d'étoiles massives dans le Grand Nuage de Magellan

Une équipe d'astronomes a fait une découverte sur la formation des jeunes étoiles dans le Grand Nuage de Magellan, en utilisant le télescope spatial Webb et le Grand Réseau Millimétrique/Submillimétrique ALMA. Leur étude, publiée dans The Astrophysical Journal, donne un nouvel aperçu des premiers stades de la formation d'étoiles massives en dehors de notre galaxie.

La formation d'étoiles massives joue un rôle essentiel en influençant la chimie et la structure du milieu interstellaire. La formation des étoiles se déroule dans des amas, les étoiles massives dominant la luminosité de l'ensemble. Aux premiers stades de leur formation, les vents à grande vitesse provenant des flux et des jets peuvent chauffer et comprimer le gaz environnant. Cela peut ensuite déclencher ou éteindre une nouvelle formation d'étoiles, en fonction de la distribution de densité du gaz comprimé. Et aux stades ultérieurs, le rayonnement ultraviolet de ces étoiles massives ionise le milieu interstellaire environnant. 

Il y a 6 à 7 milliards d’années, les superamas d’étoiles étaient le principal moyen de formation des étoiles, produisant des centaines de nouvelles étoiles par an dans notre galaxie. Ce type de formation d’étoiles est en déclin, et les superamas d’étoiles sont très rares dans notre Univers local. On ne connaît aujourd’hui que deux superamas d’étoiles dans la Voie Lactée et un dans le LMC, tous deux vieux de plusieurs millions d’années. Ochsendorf et al. ont étudié en 2017 les jeunes objets stellaires (ce qu'on appelle des YSO : Young Stellar Objects) dans le LMC en utilisant la photométrie avec les télescopes spatiaux Spitzer et Herschel et ils ont trouvé deux principales régions de formation d'étoiles : la première est 30 Doradus, l'hôte du superamas d'étoiles R136, et la seconde est N79, hôte du candidat superamas H72.97-69.39, qui serait âgé d'à peine 100 000 ans. On sait que 30 Doradus a connu quatre épisodes de formation d'étoiles au cours des 25 derniers millions d'années, tandis que N79 est en train d'intensifier son activité de formation d'étoiles et pourrait un jour rivaliser avec le taux de formation d'étoiles et la luminosité élevée de 30 Doradus.

Le LMC est une galaxie satellite de notre Voie Lactée, et est situé à près de 160 000 années-lumière de la Terre. Cette distance relativement proche et son orientation face en font un laboratoire idéal pour étudier la formation d’étoiles extragalactiques. Omnarayani Nayak et ses collaborateurs ont utilisé l’instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) de Webb pour observer 11 YSO isolés dans la région N79 du LMC pour mieux comprendre l'effet des vents stellaires à grande vitesse, des chocs à faible vitesse des flux sortants, du rayonnement UV, du rayonnement retraité de la poussière et de la pression du gaz ionisé chaud sur le nuage moléculaire géant parental.

Comme l’abondance d’éléments lourds dans le LMC est deux fois moindre que celle de notre système solaire, il montre des conditions de formation d’étoiles similaires à celles qui existaient il y a 6 à 7 milliards d’années dans notre galaxie. Cela donne aux astrophysiciens un aperçu de la manière dont la formation d’étoiles aurait pu se dérouler dans l’univers jeune.

Nayak et ses collaborateurs observent une variété d'YSO à un stade précoce et tardif. Ils ont en particulier examiné en détail les caractéristiques spectrales de six YSO, à savoir les raies d'émission de l' H2 (hydrogène moléculaire), les raies d'émission d'hydrocarbures polyaromatiques (HAP), les raies d'absorption du silicate et celles de glace en phase solide et gazeuse. 

Les raies de H2 dans l'IR moyen proviennent soit du rayonnement UV des étoiles massives, soit de l'excitation collisionnelle due à des chocs chauffant le gaz moléculaire. Les mêmes photons UV entrent en collision avec les molécules de HAP, ce qui conduit à l'excitation de divers modes de flexion et d'étirement et décompose les molécules de HAP de grande taille en molécules plus petites. Les électrons éjectés des molécules de HAP peuvent alors chauffer davantage le gaz local. Une émission de H2 excédentaire par rapport aux raies d'émission de HAP a déjà été observée dans les noyaux galactiques actifs en 2010 et dans des galaxies ultralumineuses en 2006, et on pense qu'elle provient des chocs.

La présence de raies d'absorption de silicate et de glace avec peu ou pas de H2 et des raies d'émission à structure fine, indique des très jeunes protoétoiles intégrées dans leur nuage de gaz natal, où les photons UV de l'étoile centrale n'ont pas encore ionisé le gaz environnant. Les différentes raies d'émission et d'absorption identifiées dans un spectre indiquent en fait l'âge de la protoétoile centrale ainsi que la distribution granulométrique et l'ionisation des HAP, ainsi que l'origine des chocs. 

Les images de MIRI obtenues par Nayak et ses collègues montrent que les étoiles les plus massives se rassemblent près de l'amas stellaire H72.97-69.39, et que les moins massives se répartissent à la périphérie de N79, un processus qu'on appelle la ségrégation de masse. Et ce que l'on pensait jusqu'alors être une seule jeune étoile massive s'est révélé être un amas de cinq jeunes étoiles. L'une des cinq jeunes étoiles est plus de 500 000 fois plus lumineuse que le Soleil, et est entourée par plus de 1 550 jeunes étoiles.

ALMA a aussi apporté des contributions significatives à l’étude des YSO dans le LMC, en particulier dans la région N79. Les précédentes observations effectuée avec ALMA dans cette région ont notamment révélé la collision de deux filaments de poussière et de gaz de plusieurs parsecs. C'est pile au point de collision que se trouve le superamas d'étoiles H72.97-69.39, qui abrite la protoétoile la plus lumineuse identifiée par le télescope Webb. La collision de filaments de gaz moléculaire pourrait ainsi être le catalyseur nécessaire à la création d’un superamas d'étoiles, selon les chercheurs. Les observations d’ALMA fournissent un contexte crucial pour comprendre l’environnement à plus grande échelle dans lequel ces YSO se forment. Cette étude permet par exemple aux astronomes d’étudier la relation entre les structures de nuages ​​moléculaires à grande échelle et la naissance des protoétoiles et des amas.

Nayak et ses collaborateurs montrent que les masses respectives pour les amas d'étoiles qu'ils ont nommés E1, S1 et S2 sont respectivement de 18,3 ± 2,7, 25,4 ± 3,2 et 15,7 ± 4,5 M⊙. Selon eux, dans E1, c'est l'YSO Y2 qui est probablement la source dominante, Y4 est la source dominante dans S1 et Y9 est celle qui domine dans S2. 

Les YSO observés présentent une variété de raies d'émission de HAP. Mais l'YSO Y4, la source ionisante centrale du candidat amas H72.97-69.39, ne présente aucune caractéristique de HAP, probablement en raison du rayonnement intense et des forts vents stellaires qui détruisent les hydrocarbures polyaromatiques environnants.

Les six étoiles YSO présentent en tous cas toutes plusieurs raies d'émission de l'hydrogène moléculaire H2. Y2 présente 16 raies d'émission H2 , soit le plus grand nombre de raies d'émission parmi toutes les sources étudiées dans cette étude. Y3, l'YSO le plus jeune, présente cinq raies H2. Les raies d'absorption importantes qui sont observées dans le spectre de Y3 indiquent quant à elles que cette protoétoile est enveloppée de poussière et qu'elle n'a pas encore commencé à ioniser le gaz environnant. Pour Nayak et son équipe, les raies H2 observées dans les spectres de Y3 pourraient aussi être dues à la source dominante, Y2, qui excite le H2.

Une autre caractéristique remarquable sont les raies d'émission [Ne II], [Ne III ], [Ar II ], [Ar III ] et [Fe II]. Elles indiquent la présence de chocs à grande vitesse (> 70 km s-1) dans Y1, Y2, Y4, Y6 et Y9. Des chocs à faible vitesse sont également présents dans ces YSO, car Nayak et al. identifient de fortes raies d'émission H2 et [Cl II]. Alternativement, les raies d'émission [Ne II ] et [Ne III ] peuvent aussi provenir d'YSO de masse élevée à proximité photoexcitant le gaz avec des photons UV et X extrêmes.

Les raies d'émission H I sont souvent observées lors de l'accrétion protostellaire et sont généralement abondantes dans les régions H II. Les taux d'accrétion de masse de Y1, Y2, Y4 et Y9 varient entre 1,22 × 10-4  et 1,01 × 10-2 M⊙ an-1 . Des taux d'accrétion de 10-4 M ⊙ an-1 ont été mesurés pour des étoiles de faible masse dans la Voie lactée. Selon Nayak et ses collaborateurs, la raison de ces taux d'accrétion élevés pour les YSO de N79 pourrait être soit que la force gravitationnelle domine dans les YSO de masse élevée, conduisant à un taux plus élevé, ou soit que les chocs et les vents contribuent au flux HI mesuré, conduisant à ce que les calculs des taux d'accrétion de masse soient des limites supérieures.

Concernant les caractéristiques d'absorption en phase solide et gazeuse, elles sont observées dans les spectres de Y1, Y3, Y4, Y6 et Y9. Mais l'YSO Y2 n'a aucune caractéristique d'absorption. Les astrophysiciens donnent une explication possible des caractéristiques d'absorption en phase gazeuse de HCN et de CO2 dans Y6 et Y9 : des vents à grande vitesse chaufferaient le gaz environnant à 100 K ou plus, ce qui conduirait à une augmentation de leur abondance. Les chercheurs notent que Y3 et Y9 ont également la caractéristique du doublet du CO2, Y3 ayant les raies d'absorption les plus importantes. Cet YSO a a des raies d'absorption importantes, probablement parce qu'il a moins de 10 000 ans, d'après Nayak et ses coauteurs.

Les astrophysiciens ont donc désormais observé des étoiles géantes à différents stades d’évolution, depuis de très jeunes protoétoiles jusqu’à des objets plus évolués ionisant leur environnement. Ces données fournissent aujourd'hui des informations sur la chimie complexe qui se produit dans ces pépinières d’étoiles, notamment la présence de molécules organiques et de poussière, ce qui relie la formation des étoiles à l’histoire plus vaste de la répartition des éléments et des composés dans l’univers. 

Source

JWST Mid-infrared Spectroscopy Resolves Gas, Dust, and Ice in Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud

Omnarayani Nayak et al.

The Astrophysical Journal, Volume 963, Number 2 (4 march 2024)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad18bc

Illustration

1. Vue d'artiste d'un superamas d'étoiles avec des YSO (NSF/AUI/NSF NRAO/S.Dagnello)

2. Omnarayani Nayak

Pluton a capturé Charon après un baiser

Des planétologues de l'université de l'Arizona viennent de trouver une explication pour la formation du couple Pluton-Charon : Pluton aurait capturé Charon après que les deux planètes naines sont entrées en collision « douce », ce nouveau processus est appelé par les auteurs « kiss-and-capture », ils publient leur étude dans Nature Geoscience.

Pluton et Charon constituent le plus grand système binaire de la population connue d'objets transneptuniens dans le système solaire externe. Leur axe orbital commun suggère une histoire évolutive liée et une origine collisionnelle. Mais leurs rayons, respectivement de 1200 km et 600 km, et la large orbite circulaire de Charon d'environ 16 rayons de Pluton nécessitent un mécanisme de formation qui place une grande fraction de masse en orbite, avec un moment angulaire suffisant pour entraîner l'expansion orbitale par effet de marée.

Pluton et Charon forment le système le plus étudié parmi les objets binaires trans-neptuniens, incluant Eris + Dysnomia, Varda + Ilmarë, et Orcus + Vanth. Le nombre de binaires de grande masse parmi les objets trans-neptuniens a conduit les planétologues à suggérer une histoire de formation commune. Mais, les plus massifs de ces couples sont trop massifs pour être expliqués par le processus de l’instabilité de flux, dans lequel des solides s’agrègent dans la nébuleuse protoplanétaire. L’instabilité de flux peut potentiellement expliquer la grande fraction de binaires plus petits parmi les Trans neptuniens, mais seulement jusqu’à un diamètre d’environ 100 km. Pour les corps plus grands, un autre mécanisme doit être imaginé.

Adeene Denton (University of Arizona, Tucson) et ses collaborateurs ont donc modélisé numériquement une capture collisionnelle de Charon par Pluton en utilisant des simulations qui incluent la résistance des matériaux, pour savoir si ce scénario était viable.

Pendant des dizaines d'années, les chercheurs en planétologie ont émis l'hypothèse que Charon, la lune de Pluton d'une taille inhabituelle, s'était formée selon un processus similaire à celui de la Lune autour de la Terre : une collision massive suivie de l'étirement et de la déformation de corps semblables à des fluides. Ce modèle a bien fonctionné pour le système Terre-Lune, où la chaleur intense et les masses importantes impliquées font que les corps en collision se comportent davantage comme des fluides. Mais, appliquée au système Pluton-Charon, plus petit et plus froid, cette approche a négligé un facteur crucial : l'intégrité structurelle de la roche et de la glace.

Lorsqu’ils ont pris en compte la résistance réelle de ces matériaux dans leurs simulations d’impact avancées, Denton et ses collaborateurs ont découvert quelque chose de tout à fait inattendu. Ils ont constaté qu'au lieu de s'étirer lors de la collision, Pluton et le proto-Charon sont restés temporairement collés l'un à l'autre, tournant comme un seul objet en forme de bonhomme de neige, avant de se séparer pour former le système binaire que nous observons aujourd'hui.

Une capture nécessite que la vitesse de collision vcoll n’excède pas la vitesse d’échappement mutuelle des deux corps. Pour le couple Pluton-Charon, cette vitesse est de l’ordre de 1 km.s^-1. Pour les angles d’impact les plus courants, autour de 45°, les simulations sans prise en compte de la résistance des matériaux produisent des fusions à ces vitesses et ne produisent donc pas de lunes. Mais une collision plus rasante, entre 50 et 80° apparaît en effet capable de capturer un proto-Charon dans 30% des simulations.

C’est une conséquence directe de la déformation globale des corps en collision dans les simulations hydrodynamiques. Cette déformation augmente la section efficace de collision et produit des effets gravitationnels qui peuvent mener à la capture de Charon sur une grande orbite excentrique. Les chercheurs montrent par ailleurs qu’il existe certaines conditions, dans les simulations, pour que le baiser mène à une liaison éternelle : Charon doit être en contre-rotation rapide avant la collision, sinon, il se retrouve détruit et Pluton perd son compagnon à jamais.

La plupart des scénarios de collision planétaire sont généralement classés dans les catégories « collision brutale » ou « frôlement et fusion ». Ce que les chercheurs ont découvert est tout à fait différent : le scénario qu’ils ont nommé « kiss and capture », voit les corps entrer en collision, se coller brièvement l'un à l'autre, puis se séparer tout en restant liés gravitationnellement.

Ce qui est intéressant dans cette étude, c'est que les paramètres du modèle qui permettent de capturer Charon finissent par le placer sur la bonne orbite. On obtient deux choses correctes pour le prix d'une. L'étude suggère aussi que Pluton et Charon sont restés quasi intacts lors de leur collision, préservant une grande partie de leur composition d'origine, et cela remet en question les modèles précédents qui suggéraient une déformation et un mélange importants lors de l'impact.

En outre, le processus de collision, y compris la friction due aux marées lorsque les corps se sont séparés, a déposé une chaleur interne considérable dans les deux corps, ce qui pourrait fournir un mécanisme permettant à Pluton de développer un océan souterrain, sans nécessiter une formation dans le système solaire très précoce, faisant intervenir des éléments plus radioactif - une contrainte temporelle qui a questionné les planétologues depuis un moment.

Dans le scénario « kiss-and-capture », Charon est capturé relativement intact, et conserve donc son noyau et la majeure partie de son manteau, ce qui implique que Charon pourrait être aussi ancien que Pluton selon les chercheurs.

Bien que les simulations présentées dans cette étude ne permettent pas de résoudre numériquement la présence des quatre petites lunes de Pluton extérieures à Charon, de masses comprises entre 5 × 10¹⁵ et 1,7 × 10¹⁶ kg et de compositions glacées, Denton et ses collègues notent tout de même que le processus « kiss-and-capture » tend à produire des débris extérieurs abondants qui pourraient expliquer leur formation. Pour un impacteur de la masse de Charon, environ 5 × 10²⁰ kg de débris principalement glacés sont produits, dont 10²⁰ kg restent liés au système, ce qui correspond à des milliers de fois plus que la masse des petites lunes. Une analyse préliminaire suggère cependant qu'une grande partie de ce disque de débris sera accrétée sur Charon, ce qui augmente sa fraction de masse de glace.

 

Source

Capture of an ancient Charon around Pluto

Adeene Denton et al.

Nature Geoscience (6 january 2025)

https://doi.org/10.1038/s41561-024-01612-0

Illustrations

1. Simulation de la collision Pluton-Charon (Denton et al.)

2. Adeene Denton

Découverte d'un 8ème "cercle radio étrange"

Grâce au radiotélescope MeerKAT, des astronomes ont découvert un nouveau cercle radio étrange qui semble être associé à une galaxie elliptique connue sous le nom de J0219-0505. Cette découverte, qui pourrait aider à mieux comprendre la nature de ce mystérieux phénomène d'émission radio, est rapportée dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

Ce qu'on nomme les "cercles radio étranges" (ORC : Odd Radio Circles) sont des mystérieux anneaux gigantesques visibles en ondes radio et dont l'origine reste encore inexpliquée. Ils sont généralement observés comme des cercles d'émission radio à spectre raide, sans aucune émission correspondante à d'autres longueurs d'onde. Jusqu'à présent, seules quelques structures de ce type ont été clairement définies comme des ORC. Ray Norris (CSIRO) et ses collaborateurs annoncent la détection d'un nouvel ORC, une découverte qui a été faite dans le cadre de l'étude MeerKAT International GHz Tiered Extragalactic Exploration (MIGHTEE). Norris est le découvreur des quatre premiers ORC en 2021.On en connaît aujourd'hui 7, 8 avec ce nouveau spécimen.

Le nouvel ORC, désigné ORC J0219–0505, a été identifié comme les précédents comme un anneau d'émission radio aux bords brillants entourant une source radio compacte au centre. Cet anneau semble être rempli d'une faible émission diffuse, avec des indices d'une certaine structure. De plus, les observations ont également détecté une faible émission diffuse s'étendant vers le sud-est de l'anneau. Norris et ses collaborateurs montrent qu'il existe bien une galaxie au centre, il s'agit d'une galaxie elliptique massive (WISEA J021912.43–050501.8), qui présente des caractéristiques étendues visibles sur les images optiques et infrarouges.

De telles caractéristiques étendues ne sont pas anodines, parce qu'elles sont caractéristiques d'une perturbation par une fusion ou une interaction entre galaxies. On peut donc penser, comme le font les auteurs de l'article que ORC J0219–0505 pourrait être une couche d'émission radio résultant d'électrons énergisés par un choc sphérique provenant d'une fusion de galaxies. 

Depuis 2021 et la découvert du premier ORC (voir ici, épisode 1134), de nombreuses explications physiques sur la nature des ORC ont été proposées, sans qu'aucune d'elle ne s'impose. On a notamment parlé d'un choc de terminaison directe résultant d'événements de sursauts stellaires (Norris et al., 2021), de fusions de trous noirs supermassifs binaires (Koribalski et al. 2021 ; Norris et al. 2022 ), de restes de supernova au sein du Groupe local (Filipović et al. 2022 ;Omar 2022 ;Sarbadhicary et al. 2023 ), de perturbations de marée d'étoiles par des trous noirs de masse intermédiaire ou supermassifs ( Omar 2022 ), ou encore d'émissions synchrotron provenant de chocs autour de galaxies massives (Yamasaki et al. 2024 ), ou bien de l'émission synchrotron de l'activité historique de flux galactiques (Coil et al. 2024 ), de bulles gonflées par jet de noyau galactique actif (Lin & Yang 2024 ). Et Dolag et al. ont même postulé en 2023 que les chocs internes résultant de la formation de halos galactiques de la taille d'un groupe pourraient expliquer la fréquence de détection et la morphologie des populations d'ORC.

Pour les ORC précédents, des halos avec une masse du halo de matière noire de 1000 à 10000 milliards de masses solaires et une masse stellaires de quelques centaines de milliards M⊙ avec un nombre de Mach de choc interne de 2,1−2,4 peuvent en effet expliquer les caractéristiques observées. Mais, un mécanisme d'accélération par choc direct des électrons des rayons cosmiques ne parvient pas à reproduire les luminosités observées de l'émission radio.

Pour ce nouveau petit ORC, il semblerait que ce soit différent. Les chercheurs ont mesuré le diamètre d'ORC J0219–0505 : le cercle fait 35 secondes d'arc, ce qui correspond à 371 600 années-lumière (en supposant le même décalage vers le rouge que la galaxie hôte de 0,196). Norris et son équipe notent que ORC J0219–0505 est beaucoup plus petit et plus faible que les ORC isolés qui ont été précédemment découverts. Les 7 ORC précédemment connus depuis la découvert du premier font tous un diamètre compris entre 300 et 500 kpc (entre 1 et 1,7 millions d'années-lumière),  ORC J0219–0505 et donc au moins 3 fois plus petit.

Et comme cette découverte a été faite dans une étude radio profonde mais relativement petite, cela indique qu'il doit exister une population d'ORC plus faible qui reste à dévoiler par MeerKAT ou d'autres radiotélescopes. Pour Norris et ses collaborateurs, cela suggère aussi que l'uniformité apparente des propriétés des premiers ORC est un effet de sélection. En particulier, la nouvelle découverte est cohérente avec le fait que les ORC ont une distribution de densité de flux similaire à celle de la population plus large de sources radio extragalactiques.

Le fait que l'émission optique/IR de la galaxie hôte soit étendue indique, selon Norris et al., une perturbation dans le passé, ce qui confirmerait naturellement le modèle de fusion de galaxies qui avait été proposé par Dolag et al. en 2023. Enfin, le léger décalage entre la galaxie hôte et le centre de l'anneau qui est observé est naturellement pris en compte par le modèle de Shabala et al. de 2024, qui peut être associé à une fusion galactique asymétrique dans le modèle de Dolag et al. C'est la meilleure hypothèse qui est retenue aujourd'hui par Ray Norris et son équipe.

Il est primordial de comprendre les caractéristiques morphologiques étendues visibles aux longueurs d'onde optiques, car elles peuvent être la clé pour vraiment comprendre le processus qui génère les ORC. Cela fera l'objet de travaux ultérieurs pour Norris et ses collaborateurs, qui exploreront également la polarisation et les propriétés spectrales de ce nouvel ORC.

Source

MeerKAT discovery of a MIGHTEE Odd Radio Circle 

Ray P Norris, et al.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 537, Issue 1 (February 2025)

https://doi.org/10.1093/mnrasl/slae114

Illustration

1. ORC J0219–0505 imagé par MeerKAT en ondes radio (Norris et al.)

2. Ray Norris