Découverte du premier microblazar galactique, source de particules de très haute énergie

On connaissait les quasars, les blazars, les microquasars, et bien voilà enfin venir les microblazars après plusieurs décennies de prédiction théorique de leur existence... Rappelons qu'un quasar est l'émission énergétique du disque d'accrétion entourant un trou noir supermassif, qui produit un jet de particules le long de son axe de rotation. Un blazar est un quasar dont l'axe du jet pointe vers nous, un microquasar est l'équivalent d'un quasar mais avec un trou noir de taille stellaire, et vous l'aurez compris, un microblazar est l'équivalant d'un blazar, mais avec un trou noir stellaire, donc un microquasar dont le jet pointe vers nous. La découverte du premier microblazar est publiée dans Astronomy&Astrophysics.

Josep Martí (Universidad de Jaén) et ses collaborateurs décrivent un système stellaire qui est composé d'une étoile chaude massive et d'un trou noir d'environ 10 fois la masse du Soleil avec une période orbitale de 11 jours. Ce système binaire nommé IRAS 18293−0941 avait déjà été catalogué en 1983 par le satellite IRAS. L'attention des chercheurs s'est récemment portée sur cet objet car, lors de nombreuses observations radio, il semblait présenter un noyau brillant et compact ainsi qu'une émission radio sur une seule face, suggérant l'existence d'un jet. Une vaste campagne d'observation a été lancée, utilisant des radiotélescopes pour produire des images à haute résolution et mettre en évidence des interactions entre les jets, ainsi que des télescopes optiques pour étudier des spectres et mesurer des vitesses au sein du système, et puis aussi des télescopes à rayons X et gamma pour sonder le plasma chaud autour du trou noir et enfin des images infrarouges pour révéler la poussière chaude environnante. C'est ce qu'on appelle une campagne d'observation à multi-longueurs d'ondes. 

Dans un blazar ou un microblazar, les jets sont produits par l'accrétion de matière que le trou noir attire de l'étoile. Dans le cas de IRAS 18293−0941, Marti et ses collaborateurs ont identifié la région où le jet relativiste percute un nuage moléculaire (vers l'arrière par rapport à nous), où les particules sont accélérées à des énergies extrêmement élevées, probablement de l'ordre du pétaélectronvolt. En effet, l'imagerie radio révèle non seulement le jet, mais aussi son interaction avec son environnement. Dans un premier temps, le jet traverse une région d'environ 100 années-lumière, où il a déjà nettoyé le milieu interstellaire. Ensuite, il rencontre un nuage moléculaire relativement dense , composé principalement d'hydrogène moléculaire et de poussière. L'interaction crée un point lumineux sur le nuage où la matière interstellaire est ionisée et la poussière chauffée. Les astrophysiciens ont constaté que le point lumineux du nuage moléculaire coïncide avec une signature gamma de particules de haute énergie (UHE LHAASO J1831−1007u). 

Ils évaluent que les particules sont accélérées à une vitesse proche de celle de la lumière, avec des énergies atteignant le PeV, ce qui fait du microblazar l'un des accélérateurs de particules les plus puissants de la Voie lactée. Dans ce cadre, l’émission gamma de l'ordre du PeV s’explique naturellement par la désintégration de pions chargés résultant de l’interaction entre des jets relativistes et des nuages moléculaires voisins. Et ce scénario hadronique reproduit avec succès la distribution énergétique spectrale qui est observée sur l’ensemble du spectre, des ondes radio aux rayons gamma.

L'existence de tels microblazars était prédite depuis 1999 mais on n'en avait encore jamais détectés.

Les analyses par périodogramme révèlent une modulation dominante de l'émission d’une période de 11,38 ± 0,01 jours, ce qui correspond à une variabilité orbitale dans un système binaire, et l’amplitude extrêmement faible de la modulation ellipsoïdale et l’absence d’éclipses indiquent une faible inclinaison orbitale, inférieure à 30°, selon les chercheurs. En supposant une éjection du jet perpendiculaire au plan orbital, cela correspond tout à fait à l’orientation du jet qui est déduite des observations radio. Prises ensemble, ces contraintes soutiennent fortement une géométrie quasi frontale, caractéristique d’un microblazar.

En revanche, contre toute attente, aucun scintillement optique significatif n’a été détecté à l’échelle de l’heure dans les limites de sensibilité des données (∼ 0,01 mag). C'est pourtant ce qu'on attendrait d'un blazar. Marti et ses collaborateurs explique ce résultat dans le cadre de l’interprétation d'un microblazar : selon eux, l’émission optique dans la bande optique accessible serait en fait probablement dominée par la composante stellaire du système et par le rayonnement qui est retraité dans une enveloppe circumstellaire dense et poussiéreuse, ce qui est susceptible de supprimer la variabilité à courte échelle provenant du flux d’accrétion interne ou du jet. Ce système illustre donc comment certaines propriétés attendues, telles que la variabilité rapide, peuvent être masquées par un environnement dense de gaz et de poussière.

Si jamais vous avez peur en réalisant que vous prenez un jet relativiste de trou noir en pleine figure, rassurez-vous, la distance estimée de ce microblazar est de 3,6 kpc, ou si vous préférez 11700 années-lumière. Ce qui est très intéressant, en tous cas, c'est que ce microblazar pourra servir d'analogue aux blazars qui sont souvent trop lointains pour être étudiés en détail. 

Source

A Galactic microblazar as a potential accelerator of ultra-high-energy particles

Josep Marti et al.

Astronomy & Astrophysics (4 september 2026)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202661105

Illustrations

1. Image composite de  IRAS 18293−0941 (Marti et al.)

2. Josep Marti

Des graines de trous noirs supermassifs et des LRD produits naturellement dans des simulations

Une équipe d’astrophysiciens vient de produire des simulations cosmologiques complètes (rayonnement+hydrodynamique) qui reproduisent de manière auto-cohérente la naissance et la croissance initiale des trous noirs supermassifs dans un environnement de proto-amas de galaxies. Et elles montrent également l'émergence de signatures observables de ces trous noirs supermassifs qui sont totalement cohérentes avec les mystérieux LRD (Little Red Dots ). Il s'agit de la première démonstration unifiant les Little Red Dots à une phase brève et enveloppée de formation de germes massifs, qui évoluent naturellement en progéniteurs des trous noirs supermassifs actuels. L’étude est publiée dans Nature.

On sait que les trous noirs supermassifs existent moins d'un milliard d'années après le Big Bang, mais leur formation et leur croissance restent encore mal comprises. De récentes observations du télescope Webb ont révélé des sources compactes et rouges à z  > 4–6, les « petits points rouges » (LRD), dont les masses de trous noirs déduites dépassent les relations d'échelle locales. Leurs spectres indiquent une croissance rapide des trous noirs dans des environnements denses et obscurcis lors de la formation des premières galaxies, ce qui est cohérent avec les prédictions théoriques récentes. Cependant, les mécanismes proposés, tels que les trous noirs à effondrement direct ou les restes d’étoiles de Population III , reposent sur des conditions idéalisées et n'ont pas été reproduits de manière cohérente dans les simulations cosmologiques jusqu’à aujourd’hui.

Sunmyon Chon (Institut Max-Planck d'astrophysique, Garching) et ses collaborateurs ont développé de nouvelles simulations cosmologiques reproduisant l’évolution des premières galaxies en combinant les effets hydrodynamiques et le rayonnement. Ce qu’ils ont alors observés dans les résultats de leurs simulations c’est que des germes de trous noirs massifs se forment naturellement dans des régions de proto-amas surdenses qui sont exposées à un rayonnement ultraviolet lointain intense (FUV).

L'effondrement d'étoiles supermassives à partir de ces germes produit des trous noirs de l’ordre de  10⁶ M⊙ qui  subissent une brève croissance super-Eddington. De plus, ces systèmes reproduisent les caractéristiques de Balmer et le continuum rouge qui sont observés dans les LRD.

La croissance rapide de ces graines de trous noirs supermassifs se produit dans des régions de proto-amas surdenses exposées à un rayonnement FUV intense provenant de galaxies proches en phase de formation d'étoiles, où ce rayonnement inhibe la formation stellaire précoce. Chon et ses collaborateurs suivent dans leurs simulations l’effondrement d'un halo d’hydrogène à l'aide de simulations tridimensionnelles réalisées avec le code à maillage mobile AREPO. Ce halo identifié comme un site prometteur pour la formation de germes massifs, est situé à environ 10 kpc d'une galaxie voisine lumineuse qui fournit le flux FUV intense nécessaire à la formation de ces germes.

Du fait de l’intense flux UV, le halo de gaz est échauffé et ne se fragmente pas pour former une multitude d’étoiles, au contraire, il accumule un important réservoir de gaz, avant finalement de s'effondrer gravitationnellement à z  ≃ 14. La simulation montre qu’une fois l'effondrement amorcé, la protoétoile centrale croit rapidement, atteignant une masse de 500 000 à 900 000 M⊙, bien supérieure à la valeur canonique d'environ 100 000 M⊙ prédite par les modèles d'effondrement direct standard. Le puits de potentiel exceptionnellement profond du halo hôte permet au gaz ionisé de rester lié gravitationnellement et de maintenir les taux d'accrétion élevés nécessaires à la formation de germes aussi massifs.

Ces germes massifs ne restent ensuite pas statiques. Chaque germe subit ensuite une brève mais intense phase d'accrétion super-Eddington. Immédiatement après l'effondrement, une enveloppe dense et optiquement épaisse se forme autour du trou noir naissant, alimentant efficacement le disque d'accrétion. Le piégeage du rayonnement devient crucial : les photons sont advectés vers l'intérieur plus rapidement qu'ils ne peuvent diffuser vers l'extérieur, permettant des taux d'accrétion de plusieurs à quelques dizaines de fois la limite d'Eddington pendant moins d'un million d'années. Le gaz entrant provient du disque circumstellaire du trou noir, à l'intérieur duquel il perd du moment cinétique sous l'effet des couples gravitationnels. Ceci maintient une croissance rapide jusqu'à épuisement du réservoir, lorsque le trou noir atteint une masse de plusieurs millions de masses solaires peu après leur formation. Le taux d'accrétion diminue ensuite progressivement jusqu'à 0,1 à 1 fois la limite d'Eddington à mesure que l'approvisionnement en gaz diminue, ce qui permet au trou noir de croître jusqu'à plus de 10 millions de  M_⊙ à un décalage vers le rouge z  ≃ 10. A partir de cette époque, la simulation montre que le taux d'accrétion chute brutalement à moins de 1 % de la limite d'Eddington.

Lorsque le trou noir traverse la région centrale du halo massif voisin, son enveloppe gazeuse est arrachée par le milieu chaud environnant. Le frottement dynamique l’amène ensuite au centre de la galaxie, où il fusionne avec le trou noir supermassif déjà présent s’il y en a déjà un. À un décalage vers le rouge z  ≃ 8, le trou noir s’est stabilisé dans le kiloparsec central d'une galaxie dont la masse stellaire est d'environ 1 milliard  M_⊙, établissant un rapport masse de trou noir/masse stellaire d'environ 1 %, soit un ordre de grandeur supérieur à la relation locale. Après sa stabilisation, le trou noir reprend une accrétion inférieure à la limite d'Eddington, maintenant une croissance lente mais régulière.

Pendant une brève période, le taux d'accrétion peut atteindre la limite d'Eddington, durant laquelle la masse du trou noir et la luminosité d'accrétion déduite sont compatibles avec celles des noyaux galactiques actifs (AGN) à haut décalage vers le rouge qui sont observés. Chon et ses collaborateurs observent que plusieurs sites de formation de germes émergent au sein de ce même environnement surdense, indiquant que la formation de plusieurs germes lourds peut se produire naturellement dans les régions de proto-amas.  

Ces résultats fournissent ainsi un mécanisme unifié reliant la naissance des germes massifs, leurs phases de croissance de courte durée et les trous noirs supermassifs naissants découverts par le télescope Webb sous la forme de LRD, offrant ainsi une explication cosmologique à leur abondance et à leurs propriétés.

Le calcul de Chon et ses collaborateurs ne couvre qu'une partie des régions entourant les halos massifs, ce qui leur fait dire que le taux réel de formation de ces germes massifs pourrait être encore plus élevé que celui qu’ils ont estimé. Pris ensemble, ces résultats suggèrent que l'Univers primitif abritait de nombreux trous noirs à croissance rapide qui ont profondément influencé l'assemblage des premières galaxies massives.

 

Source

Des trous noirs surmassifs et des LRD se forment naturellement dans les simulations

Sunmyon Chon  et al.

Nature 657 , 621–625 (16 septembre 2026).

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10985-8

Illustrations 

1. Exemple de résultats de simulation montrant l'apparition de graines de trous noirs supermassifs (Chon et al.)

2. Sunmyon Chon

Découverte de sources lumineuses de rayons X "hyper-mous"

Grâce au télescope spatial Chandra, des astrophysiciens ont découvert une nouvelle classe d'objets au comportement inédit. Ces objets émettent des rayons X d'énergie exceptionnellement faible, et un rayonnement ultraviolet intense. Ils pourraient permettre de résoudre non pas une, mais deux questions fondamentales de l'astrophysique. L'article est publié dans Nature Astronomy.

Mustafa Muhibullah (université d'Alabama) et ses collaborateurs ont découvert un total de 84 sources de rayons X "hyper-mous" dans les six galaxies qu'ils ont étudiées, grâce aux données accessibles au public dans les archives de Chandra. Généralement on classe les rayons  X en deux classes : les rayons X durs, qui ont une énergie supérieure à 10 keV et les rayons X mous, de moins de 10 keV. Mais ici, ces rayons X sont à la limite des photons ultraviolets, avec quelques dizaines ou centaines d'électronvolts. 

Deux des 6 galaxies sont des spirales, M31 (la galaxie d'Andromède) et M101, tandis que les quatre autres sont elliptiques. Les chercheurs ont trouvé ces sources de rayons X hyper-mous aussi bien dans des régions de formation stellaire active que dans des zones abritant des étoiles plus anciennes. L'équipe a repéré ces sources en identifiant des objets apparaissant sur les images de Chandra prises aux énergies de rayons X les plus basses, mais disparaissant sur les images à plus haute énergie. Cela signifie que ces objets émettent beaucoup plus de rayons X de basse énergie que de haute énergie. Et comme les rayons X de basse énergie se situent à la limite du rayonnement ultraviolet énergétique sur le spectre électromagnétique, les chercheurs ont déterminé que ces sources produisent également d'importantes quantités de rayonnement ultraviolet énergétique.

On ignore encore la nature des objets responsables de ces rayons X de faible énergie et de ce rayonnement ultraviolet intense. L'équipe pense qu'il s'agit très probablement d'un trou noir, d'une étoile à neutrons ou d'une naine blanche qui aspire de la matière d'une étoile compagne. Cette matière est chauffée pour produire des rayons X avant de tomber sur la naine blanche, l'étoile à neutrons ou le trou noir. De tels systèmes binaires ont déjà été observés, mais jamais avec un rayonnement ultraviolet aussi intense et des rayons X de faible énergie aussi puissants. Il faut savoir que les binaires X, qui sont ainsi alimentées par l'accrétion de matière provenant d'une étoile compagne sur un trou noir, une étoile à neutrons ou une naine blanche, comptent parmi les sources non explosives les plus brillantes des galaxies ; leur luminosité surpasse celle du Soleil de plusieurs millions de fois. 

Si les binaires X classiques émettent principalement au-delà de 0,3 keV, les sources plus froides, dont le pic d'émission se situe dans l'ultraviolet extrême (EUV), restent difficiles à détecter en raison d'une lacune observationnelle persistante. 

Les sources les plus lumineuses trouvées par Muhibullah et ses collaborateurs rayonnent à une puissance proche de 10³⁸ erg s⁻¹ dans la bande X étroite. Et les modèles spectraux suggèrent des luminosités bolométriques encore plus élevées, dont la majeure partie est émise dans l'EUV. 

Les astrophysiciens pensent que certains systèmes binaires de naines blanches, pourraient exploser en supernovas de type Ia, un phénomène crucial pour mesurer l'expansion de l'Univers. Les astronomes recherchent depuis de nombreuses années les étoiles qui se transforment en supernovas de type Ia, juste avant qu'elles n'explosent, sans succès jusqu'à présent. Si les sources de rayons X hyper-mous correspondent à de tels systèmes binaires, cette quête pourrait trouver une solution très intéressante. 

L'autre mystère que ces sources de rayons X hyper-mous pourraient éclaircir concerne l'ionisation du gaz interstellaire dans certaines galaxies. Ce phénomène est important à étudier car il peut influencer la vitesse de formation des étoiles et le cycle de vie des galaxies. Les étoiles chaudes et massives jouent un rôle, mais n'expliquent pas entièrement ce processus. Le rayonnement ultraviolet intense émis par ces sources de rayons X hyper-mous pourrait ainsi jouer un rôle crucial.

Selon les chercheurs, quelle que soit leur nature exacte, les gammes de température des sources d'X hyper-mous suggèrent qu'elles pourraient contribuer de manière significative à l'ionisation de vastes régions du milieu interstellaire au sein des galaxies. Pendant des décennies, la détection de raies d'émission correspondant à un haut degré d'ionisation, telles que celle de l'He II (énergie d'ionisation d'environ 54 eV), dans des galaxies à formation d'étoiles dépourvues de noyau actif, est restée une énigme. Les modèles classiques de photo-ionisation impliquant des populations stellaires de la séquence principale et des géantes ne parviennent pas à expliquer l'émission He II observée, tant dans les galaxies locales que dans celles situées à grand décalage vers le rouge.

Une étude récente de 2025 a suggéré que des sources de rayons X mous pourraient fournir suffisamment de photons ionisants de haute énergie pour produire ces raies d'ionisation intense. Mais dans certains cas, la prise en compte de composantes thermiques comprises entre 5 et 20 eV s'est avérée nécessaire pour reproduire les rapports observés entre les raies d'émission He II et H β. Cela indique que les sources de rayons X hypermous pourraient jouer un rôle clé dans l'interprétation des signatures d'ionisation détectées par le SDSS et Webb dans des galaxies, aussi bien proches qu'à grand redshift. 

Cette classe énigmatique de sources pourrait donc détenir la clé de deux mystères persistants de l'astrophysique, à savoir l'origine des raies d'ionisation élevée dans les galaxies et la nature des progénitrices des supernovas de type Ia...

Source

Hypersoft X-ray sources as a low-energy class of luminous cosmic emitter

Mustafa Muhibullah et al.

Nature Astronomy (9 september 2026)

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02959-7

Illustration 

1. Images de Chandra de NGC 3379 et NGC 4472 dans deux gammes d'énergie révélant des sources de rayons X hypermous (Muhibullah et al.)

2. Mustafa Muhibullah

L'expérience LZ détecte un signal potentiel de matière noire !

Pour une fois, je vais déroger à la règle que je suis fixée de ne parler que d’articles publiés dans des journaux après revue par des pairs. Il s’agit ici de la présentation d’un résultat il y a deux jours dans une conférence de physique qui s’est tenu au Japon, et qui concerne la matière noire, qui me touche particulièrement… Je précise que l’article correspondant a été soumis pour publication dans la très fameuse Physical Review Letters et pourrait sortir dans quelques mois…

Ce dont il est question est une nouvelle analyse de l’expérience LUX-ZEPLIN (LZ) qui exploite un détecteur de type chambre à projection temporelle au xénon liquide. Cette expérience internationale menée par 250 chercheurs et ingénieurs est installée au laboratoire souterrain de Sanford, dans le Dakota du Sud, à environ 1600 m sous terre.

Avec ses 10 tonnes de xénon liquide, l'expérience est optimisée pour la détection des WIMPs (particules massives interagissant faiblement) qui pourraient avoir différentes masses et différents types d’interactions (très faible !) avec la matière ordinaire.

Voilà, le 1er septembre, Sam Eriksen (université de Bristol) a fait une présentation des derniers résultats de la collaboration LZ lors de la conférence 2026 TeV Particle Astrophysics (TeVPA) qui a lieu cette semaine à Tendo au Japon.

A la slide 16 de sa présentation, il montre un graphe représentant tous les événements détectés au cours de 220 jours de données enregistrées entre mars 2023 et avril 2024. La collaboration avait précédemment exploré cet ensemble de données à la recherche de faibles signaux provenant des interactions WIMP les plus simples. Mais les chercheurs ont fait une nouvelle analyse qui a porté sur un éventail plus large d'interactions WIMP qui seraient susceptibles de déposer davantage d'énergie dans le détecteur.

Normalement, dans ce type de graphe en deux dimensions, qui représente l’énergie déposée dans le signal de scintillation en abscisse et le signal d’ionisation en ordonnée, tous les points qui apparaissent sont des interactions de particules du bruit de fond et elles se répartissent en deux zones : la zone de reculs de noyaux de Xénon (où on s’attendrait à voir les interactions de WIMPS, mais aussi de neutrons du bruit de fond, cette zone étant quasi vide en dehors des phases de calibration neutronique) et puis la zone des reculs d’électrons, qui est plus peuplée par de nombreuses interactions d’électrons et de photons gamma par exemple.

Ce qu’on voit sur ce graphe de la slide 16 de Sam Eriksen c’est un point qui se trouve en plein dans la zone des reculs de noyaux de Xénon, et qui est tout seul, isolé, loin de la bande des reculs d’électrons. Ce résultat a été obtenu après sélection des événements et du volume fiduciel dans un échantillon de données correspondant à une exposition de 2,84 tonne-année. Cet événement unique de recul nucléaire est compatible avec une interaction par recul nucléaire élastique présentant une énergie de recul de 248 ± 23 (stat) ± 23 (sys) keV. Cet événement peut être décrit par les spectres de signal prédits par plusieurs modèles élastiques ou inélastiques de matière noire.

Il conduit à une signifiance statistique globale de 2,6σ et à une signifiance locale maximale de 3,4σ, mais à condition que la masse de la WIMP soit supérieure à 200 GeV/c². Il faudrait 5σ pour annoncer la découverte tant attendue, mais environ 3σ, ça correspond déjà à une probabilité de 0,5% pour que ce signal soit en fait du bruit de fond mal évalué. Ou si on préfère, 99,5% pour que soit une particule de matière noire…

Evidemment, les physiciens de LZ en voyant se point isolé dans le graphe (le genre de signal qu’on attend depuis plus de 30 ans !), ont cherché toutes les solutions de bruit de fond qui pourraient expliquer sa présence. Ils ont évalué l’effet de plusieurs processus de bruit de fond parmi les plus rares ainsi que des effets de détection. Mais aucun n’a pu être identifié comme une explication plausible de l’événement qui a été nommé LZ 230616 (car la détection date du 16 juin 2023).

Les neutrons sont généralement considérés comme la cause la plus probable des interactions de type recul nucléaire (induit par une collision sur un noyau de xénon), les physiciens de LZ ont étudié trois sources principales : des réactions (α,n), la fission spontanée et les cascades induites par des muons. Un neutron doit avoir une énergie d’au moins 8 MeV pour transmettre 250 keV à un noyau de xénon lors d’une diffusion élastique, et la section efficace de diffusion élastique des neutrons sur le xénon présente un pic très prononcé vers l’avant à mesure que l’énergie du neutron augmente, ce qui conduit à de faibles dépôts d’énergie. À l’instar des neutrinos et des coïncidences accidentelles, il est donc très peu probable d’observer un seul recul à cette énergie sans observer également plusieurs autres événements à des énergies plus faibles. Ces informations spectrales, en plus des systèmes de veto du détecteur, constituent une contrainte forte dans l’inférence statistique sur la contribution des neutrons au fond dans la région d'intérêt de l’événement.

La composante neutronique dominante provient des réactions (α,n) dans les matériaux des détecteurs. Les neutrons de fission spontanée sont aussi pris en compte dans l’inférence statistique bien que leur taux soit jusqu’à 100 fois inférieur à celui des réactions (α,n). Mais la forte multiplicité en neutrons et en photons γ de la fission spontanée entraîne une probabilité élevée d’interactions multiples dans les détecteurs de LZ. À titre de vérification croisée, les neutrons à diffusions multiples ont été analysés afin de fournir une estimation secondaire du nombre de neutrons de fission spontanée qui seraient présents dans la région d’intérêt (ROI), avec une valeur prédite de 0,02 ± 0,02.

Quant aux cascades induites par des muons, elles peuvent produire des neutrons dont les énergies peuvent atteindre plusieurs GeV et qui sont susceptibles d’être alignés avec la direction du muon incident. Des simulations portant sur 2,1 × 10⁹ événements de muons atmosphériques ont été générées par les chercheurs, ce qui équivaut à 1 200 années d’exposition de LZ, sans qu’aucun dépôt de type du signal observé n’ait été observé.

Des simulations supplémentaires de neutrons dont les énergies varient entre 50 MeV et 1 GeV, produits dans la roche du laboratoire, ont également été réalisées afin d’évaluer l’efficacité de marquage du système de veto entourant le détecteur dans le cas où ni un muon ni aucune autre particule secondaire ne déclencherait le détecteur. Cette efficacité de marquage s’est avérée être de 80,0 ± 4,0 %. Eriksen et ses collaborateurs ont donc fixé une limite supérieure, avec un niveau de confiance de 90 %, pour le nombre d’événements de diffusion unique prévus, quelle que soit leur énergie, issus de neutrons induits par des muons, à 4,6 10⁻⁴… Ils n’ont donc pas inclus les neutrons induits par des muons dans le modèle du bruit de fond.

En résumé, le détecteur LZ a détecté une interaction de particule unique en juin 2023 et depuis trois ans, les chercheurs peinent à l’expliquer avec les signaux du bruit de fond connus provenant de la matière ordinaire. A court d’idées, ils ont décidé de rendre publique leur observation, lors d’une conférence spécialisée, et dans un prochain article de Physical Review Letters.

Ce résultat n'atteint pas encore le seuil statistique requis pour parler de découverte, mais il constitue l'indice le plus convaincant de l'existence de matière noire rapporté à ce jour par l'expérience LZ. Si l'événement LZ 230616 était vraiment dû à la matière noire, cela voudrait dire que la particule WIMP qui l'a généré aurait une masse d'au moins 200 GeV/c², ce qui est une plage de masse qui n’était pas privilégiée jusqu’à aujourd’hui. Et cela suggérerait également un type d'interaction spécifique entre les WIMPs et la matière ordinaire, qui irait au-delà du modèle le plus simple qui était généralement pris en compte.

Heureusement, depuis le 1er avril 2024, le détecteur LZ a continué à collecter des données dans les mêmes conditions de champ électrique que celles qui ont vu apparaître l’événement LZ 230616. On attend maintenant avec impatience l’apparition du deuxième événement du même type dans la zone d’intérêt…

Qui sait ? Peut-être avant la fin du processus de revue de Physical Review Letters (ou pas...).

 

Source

Search for dark matter particle interactions in an extended nuclear recoil energy window with the LUX-ZEPLIN (LZ) experiment

LZ Collaboration

https://arxiv.org/abs/2609.02823 (02 september 2026)

Illustrations

1. Le plot de la page 16 de la présentation de Sam Eriksen , le signal mystérieux est entouré par une croix rouge (LZ collaboration)

2. Schéma du détecteur Lux Zeppelin (LZ)