Détection de structures cosmiques anisotropes à l'échelle du gigaparsec

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Source

Detection of anisotropic cosmic structures on a gigaparsec scale

Francesco Sylos Labini & Marco Galoppo

Nature (24 juin 2026)

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

 

Illustration

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

  

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

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

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Source

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

Michael A. Keim et al.

The Astrophysical Journal volume 1004 (16 juin 2026)

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

Illustrations 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Source

Relativistic electron acceleration at the bow shock of Jupiter and beyond

Savvas Raptis et al.

Nature volume 654(3 juin 2026) 

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

Illustrations

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

2. Savvas Raptis