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

Illustration 

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

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

Un trou noir supermassif mesuré directement dans un Little Red Dot 700 millions d'années après le Big Bang

Les Little Red Dots (LRD) sont des tout petits noyaux galactiques actifs peu lumineux et très rouges qui ont été découverts ces dernières années grâce au télescope Webb à des décalages vers le rouge très grands, donc très tôt dans l’histoire cosmique. Une équipe d’astrophysiciens vient d’effectuer une mesure directe et dynamique de la masse du trou noir d'un tel LRD qui se trouve à un décalage vers le rouge de 7,04 (soit seulement 700 millions d’années post Big Bang). Le trou noir fait 50 millions de masses solaires et n’est entouré au maximum que d’une vingtaine de millions de masses solaires en étoiles, le reste n’est que du gaz primordial. De quoi éclairer l’origine des trous noirs supermassifs. L’étude est publiée dans Nature.

Abell 2744−QSO1 est un LRD un peu particulier, parce qu'il apparaît 3 fois du fait d'une forte lentille gravitationnelle induite par l'amas de galaxies Abell 2744 situé en avant plan. Ignas Juodžbalis (université de Cambridge) et ses nombreux collaborateurs internationaux (dont plusieurs français) ont combiné l'effet de lentille gravitationnelle sur Abell 2744−QSO1 et des données spectroscopiques profondes de Webb pour révéler une courbe de rotation qui s’avère incompatible avec un amas stellaire nucléaire, mais en revanche, cette courbe de rotation s'explique aisément par une rotation képlérienne autour d'une masse ponctuelle de 50 millions de masses solaires. La rotation képlérienne laisse peu de place à une composante stellaire dans une galaxie hôte, puisque les chercheurs obtiennent un ratio M_{trou noir} / M_*  > 2 . On est dans un cas très différent d’une galaxie habituelle puisqu’ici,  le trou noir est quasi « nu », avec un environnement quasi-primitif. Pour Juodžbalis et ses collaborateurs, ce LRD n’est rien d’autre qu’un germe de trou noir massif pris dans sa phase d'accrétion initiale.

Sur la base des relations virielles utilisant les largeurs de raies et les luminosités, une masse de trou noir d'environ 40 millions M_⊙  avait été estimée par trois études antérieures, avec l'hypothèse que les relations virielles, calibrées localement, restent applicables à un redshift z  = 7. En trouvant 50 millions de masses solaires par une mesure directe, Juodžbalis et ses collaborateurs démontrent ainsi que les calibrations virielles de la masse d’un trou noir s'appliquent à ce modèle prototypique de raie à grand redshift.

Les astrophysiciens établissent que la luminosité d'Eddington (L_Edd) du trou noir est de 7,6 × 10⁴⁵ erg s^-1 . En utilisant les relations d'échelle standard entre la raie Hα large et la luminosité bolométrique (L), ils en déduisent que le trou noir accrète de la matière bien en deçà de sa limite d'Eddington, avec L / L_Edd ≈ 0,02. Et si la relation entre la raie Hα large et la luminosité bolométrique est supérieure à celle estimée localement, alors L / L_Edd ≈ 0,01 ou même moins, ce qui indique que le trou noir pourrait être dans un état quasi-dormant. C'est pourquoi les estimations de masse du trou noir utilisant la luminosité bolométrique avec L / L_Edd = 1 ne correspondent pas à la mesure dynamique.

Par ailleurs, les chercheurs calculent une limite supérieure dynamique sur la masse stellaire de la galaxie Abell 2744−QSO1 (si on peut l’appeler comme ça) et elle vaut  20 millions M_⊙ . Ils précisent que, à leur connaissance, cette limite supérieure fait de QSO1 le trou noir massif le plus « nu » jamais découvert. Et ça colle avec une découverte précédente selon laquelle ce trou noir se trouve dans un environnement chimiquement quasi vierge. Pour Juodžbalis et ces collaborateurs, ceci démontre la possibilité d'une primauté des trous noirs, c'est-à-dire que les trous noirs se formeraient et croiteraient avant leur galaxie hôte.

Selon eux, les seuls scénarios qui peuvent expliquer un tel système sont d’une part ceux qui invoquent des « graines lourdes », comme les trous noirs à effondrement direct (résultant de l'effondrement direct de nuages massifs de gaz primordial) et d’autre part les trous noirs primordiaux (qui se seraient formés dans la première seconde après le Big Bang).

Mais, la plupart des scénarios d'effondrement direct de nuages massifs nécessiteraient une source importante de rayonnement ultraviolet à proximité, ce qui n'est pas observé ici (pas même une galaxie qui aurait pu produire un rayonnement ultraviolet par le passé). De plus, les modèles de trous noirs à effondrement direct suggèrent que leur croissance initiale est limitée par la fraction baryonique dans un halo en refroidissement, ce qui impose une limite supérieure au rapport M_{trou noir}/ M_dyn d'environ 0,1, soit plus d'un dex inférieur à la limite inférieure déduite par Juodžbalis et al.

Les chercheurs notent en revanche que la très faible métallicité de ce système constitue un argument indépendant en faveur du scénario des trous noirs primordiaux pour son origine. Toutefois, la masse observée de 50 millions M_⊙  est nettement supérieure à l'échelle de masse privilégiée qui est de l’ordre de 1 million M_⊙ pour  les trous noirs primordiaux , une valeur qui est donnée par l'époque d'annihilation électron-positron dans l'univers primordial. Par conséquent, pour eux, la masse observée nécessiterait soit une accrétion importante , soit une fusion rapide de nombreux trous noirs primordiaux.

Quel que soit le modèle spécifique, la masse élevée du trou noir de Abell 2744−QSO1 dans une époque cosmique aussi lointaine, avec son rapport M_TN/M⁎ extrêmement élevé, ainsi que son environnement de gaz quasi-pur , indiquent qu’il s’agit bel et bien d’une graine de trou noir massive qui est vue dans ses premières phases d'accrétion.

Source

A direct black-hole mass measurement in a little red dot at high redshift

Ignas Juodžbalis et al.

Nature 653 (27 mai 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10579-4

Illustrations

1. Les trois images de Abell 2744−QSO1 par la télescope Webb (NASA)

2. Ignas Juodžbalis

Découverte d'un système binaire de naines blanches avec transfert de masse

Une équipe d'astrophysiciens a observé un système binaire d'étoiles naines blanches où l'une des deux est en train d'absorber activement de la matière de l'autre. Cette étude publiée dans The Astrophysical Journal révèle l'une des images les plus nettes à ce jour de la manière dont les naines blanches ultracompactes échangent de la masse lorsqu'elles sont extrêmement proches l'une de l'autre. 

Les systèmes d'étoiles binaires sont souvent le théâtre de processus spectaculaires et violents où une étoile se déforme et absorbe de la matière de sa compagne. Mais dans les systèmes où les étoiles orbitent extrêmement près l'une de l'autre, on ignore encore à quoi peuvent ressembler ces transferts de masse. Rappelons que les naines blanches sont les vestiges laissés par des étoiles semblables au Soleil lorsque celles-ci épuisent leur combustible nucléaire et se débarrassent entièrement de leurs couches externes. L'équipe de Emma Chickles (MIT) a passé au crible des millions d'images d'étoiles binaires, et plus particulièrement des naines blanches, imagées à maintes reprises au cours de la dernière décennie par divers programmes d'observation stellaire. 

Les chercheurs ont pu observer en temps réel la variation de luminosité de ATLAS J1013−4516, un système composé d'une paire binaire de naines blanches. Cette variation correspond à l'éclipse mutuelle des deux étoiles, avec une période extrêmement courte : seulement 8,56 minutes ! Qui dit période orbitale très courte dit distance très faible. Si faible que l'une des deux composantes aspire de la matière de sa compagne binaire et la transfère sur un disque d'accrétion compact et surchauffé (25900 K).

ATLAS J1013−4516 est classée dans la famille des binaires AM Canum Venaticorum (AM CVn), une classe rare de systèmes binaires ultracompacts dans lesquels une naine blanche accrète de la matière riche en hélium provenant d'une étoile donneuse dégénérée ou semi-dégénérée. Leurs périodes orbitales varient généralement d'environ 5 à 70 minutes, et leur spectre bleu continu, leur forte émission He I /He II et l'absence de raies de Balmer les distinguent des variables cataclysmiques accrétant de l'hydrogène.

Le suivi avec le spectrographe LMAS (Large Lenslet Array Magellan Spectrograph) révèle en effet un disque d'accrétion dominé par l'hélium, et la photométrie à haute vitesse d'ULTRACAM met en évidence des éclipses primaires et secondaires prononcées. Chickles et ses collaborateurs ont établi une base de chronométrage sur une décennie en exploitant les courbes de lumière des relevés ATLAS et Gaia, ainsi que les images à haute vitesse d'ULTRACAM sur le New Energy Telescope et de proto-Lightspeed sur le télescope Magellan. À partir de cette ligne de base temporelle, ils ont mesuré la dérivée de la période orbitale qui vaut -1,60 10^-12 s.s^-1. La mesure de la dérivée de la période orbitale (accéleration ou ralentisseent) permet d'étudier directement l'équilibre qui existe entre les pertes de moment cinétique dues à l'émission d'ondes gravitationnelles et l'expansion orbitale qui est induite par le transfert de masse. De telles mesures n'ont seulement été réalisées que pour quelques binaires ultracompactes présentant des dérivées de période orbitale significatives et non nulles. Ici, interprétée dans le contexte d'un transfert de masse stable, l'amplitude et le signe de la dérivée de la période indiquent que l'évolution orbitale est régie par l'interaction entre les pertes de moment angulaire induites par les ondes gravitationnelles et le transfert de masse. 

Cela permet de sonder directement la réponse structurelle de l'étoile donneuse à la perte de masse. Les chercheurs contraignent les masses de l'étoile accrétrice et de l'étoile donneuse à partir d'arguments de transfert de masse stables, en supposant que la perte de moment angulaire est principalement due à l'émission d'ondes gravitationnelles. La donneuse fait 0,1 masse solaire et celle qui accrète pèse 0;87 masses solaire.

Chickles et ses collaborateurs en déduisent la déformation caractéristique des ondes gravitationnelles du système binaire dans l'optique d'une détection par les futurs observatoires spatiaux d'ondes gravitationnelles, tels que LISA (Laser Interferometer Space Antenna) qui sera à même de le détecter directement. Ils prévoient ainsi une déformation caractéristique correspondant à un rapport signal sur bruit de LISA supérieur à 10 sur 4 ans, faisant d'ATLAS J1013−4516 une source prometteuse pour l'étude de l'évolution orbitale à long terme dans le régime de transfert de masse. 

Grâce à près d'une décennie d'observations réalisées avec ATLAS, Gaia, ULTRACAM et proto-Lightspeed, Emma Chickles et son équipe ont ainsi mesuré une dérivée négative de la période orbitale de ATLAS J1013−4516, dont l'amplitude est réduite par rapport à la prédiction du processus d'émission d'ondes gravitationnelles. Ceci indique que le transfert de masse en cours compense partiellement les pertes de moment angulaire dues aux ondes gravitationnelles, et donc favorise une donneuse d'hélium semi-dégénérée et thermiquement gonflée. Associée aux contraintes géométriques issues des éclipses, l'observation d'ATLAS J1013−4516 permet de tester précisément l'influence de la structure de la  donneuse sur l'évolution orbitale séculaire, et ça, aux périodes les plus courtes atteintes par les binaires de naines blanches en phase d'accrétion de disque.

Des découvertes récentes ont révélé une population restreinte mais diversifiée de systèmes AM CVn ultracompacts de période orbitale inférieure à ∼10 minutes, présentant une grande variété de morphologies de courbes de lumière et des dérivées de période orbitale positives et négatives. ATLAS J1013−4516 illustre cette diversité tout en étant l'un des rares systèmes de ce régime à présenter des éclipses profondes et une période orbitale mesurée avec précision , ce qui en fait un modèle particulièrement précieux pour tester les modèles de transfert de masse via le disque et la thermodynamique des donneuses d'hélium.

Source

An Eclipsing 8.56 Minutes Orbital Period Mass-transferring Binary

Emma T. Chickles 

The Astrophysical Journal, Volume 1000, Number 2 (26 march 2026)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae4871

Illustrations

1. Vue d'artiste d'un système binaire de naines blanches (CalTech)

2. Emma Chickles

La Terre sous une pluie de poussières de supernovas

Le Système solaire traverse actuellement un nuage de débris stellaires. En traquant l'isotope Fer-60 dans la glace de l'Antarctique, une équipe de physiciens nucléaires vient de prouver que notre environnement galactique immédiat est imprégné des restes d'explosions stellaires massives. Ils publient leur étude dans Physical Review Letters.

On sait depuis les années 1990 que des supernovas ont explosé dans le voisinage du Soleil il y a quelques millions d'années, laissant derrière elles une "Bulle Locale" de gaz chaud et de faible densité (~0,05 atome/cm³). Depuis quelques millions d'années, notre Système Solaire traverse la Bulle Locale. Actuellement, nous sommes dans une structure un peu plus dense au sein de cette bulle : le Nuage Interstellaire Local (LIC), l'un des nombreux petits nuages chauds du complexe de nuages interstellaires locaux (CLIC) situés dans le voisinage solaire. L'origine de ces nuages est inconnue et pourrait être liée à la dynamique des ondes de choc des supernovas. Si les supernovas sont à l'origine de ces nuages ou influencent leurs propriétés, le CLIC pourrait faire office d'archive cosmique pour ces événements.

Mais une question demeure : le milieu interstellaire que nous traversons aujourd'hui contient-il encore des traces actives de ces événements cataclysmiques ? L'étude de Dominik Koll (Université technique de Munich) et ses collègues apporte une réponse sans équivoque grâce à une prouesse de métrologie nucléaire.

Le Fer-60 est un radionucléide dont la présence est une preuve irréfutable d'une nucléosynthèse explosive récente. Il est formé par captures neutroniques successives sur des noyaux de fer stables dans les couches profondes des étoiles massives et lors de leur explosion en supernova de type II. Avec une demie-vie de 2,62 millions d'années, c'est un isotope "à vie courte" à l'échelle cosmologique. S'il était présent à la naissance de la Terre il y a 4,5 milliards d'années, il n'en resterait plus un seul atome aujourd'hui.

Koll et ses collaborateurs ont prélevé une carotte de glace de 495 kg à la station antarctique Kohnen, datant de entre 40 000 et 81 000 ans. Pour extraire le signal (des atomes de fer-60) du bruit de fond, ils ont utilisé la Spectrométrie de Masse par Accélérateur (SMA) auprès de l'accélérateur tandem de 14 MeV de Garching (Munich). Le défi technique était double, il fallait séparer le Fer-60 et le Nickel-60 qui est un isotope stable et omniprésent. En effet, il possède la même masse atomique que le Fe-60. 

La spectrométrie de masse par accélérateur est apparue à la fin des années 1970. Elle a été développée afin de déterminer les teneurs en isotopes extrêmement rares comme les radio-isotopes naturels à très longue période radioactive (bérylium-10, carbone-14, aluminium-26, etc.) produits par les rayons cosmiques et appelés isotopes cosmogéniques. Dans le cas du carbone-14, la SMA permet de transformer les atomes de carbone de l’échantillon à dater en un faisceau d’ions mesurables en éliminant une grande partie des atomes ou molécules possédant la masse atomique 14.

Cette technique permet de compter directement les atomes de d'intérêt sans attendre leurs désintégrations comme dans les méthodes classiques par comptage. L’intérêt de la SMA est d’introduire plusieurs filtres successifs qui éliminent la quasi-totalité des isobares (noyaux différents mais de même masse atomique). Pour les différencier, on utilise la perte d'énergie différentielle dans un sélecteur gazeux. Comme le Nickel a deux protons de plus que le Fer (28 contre 26), il interagit plus fortement avec le gaz et peut être dévié sélectivement.

Alors que la technique a été conçue sur des cyclotrons, elle est actuellement presque exclusivement mise en œuvre sur des « accélérateurs tandems » de tension comprise entre 0.5 et quelques mégavolts. Les accélérateurs Tandem sont des accélérateurs de particules (des ions) de type « Van de Graaff » électrostatiques qui nécessite l’injection d’ions négatifs: Une très haute tension accélère les ions négatifs injectés et à l’arrivée au niveau de l’anode, un système de stripper (« éplucheur ») transforme les ions négatifs en ions positifs. Ceux-ci sont accélérés une seconde fois dans la partie haute énergie de la machine pour atteindre une cathode. Les physiciens allemands ont transformé leur carotte de glace en vapeur d'eau qu'ils ont ensuite ionisée puis injectée dans l'accélérateur.

L'autre défi technique était que les rayons cosmiques peuvent aussi créer du 60Fe par des réactions de spallation des noyaux de fer ou de nickel présents dans les poussières terrestres ou atmosphériques (arrachage de protons ou de neutrons). L'équipe a donc mesuré simultanément un autre isotope, le Manganèse-53, qui est un isotope produit uniquement par les rayons cosmiques pour le comparer avec l'abondance en Fer-60. Ils ont ensuite mesuré le rapport Fe-60/Mn-53 et on constaté qu'il était bien supérieur à celui attendu pour une production purement cosmogénique, ce qui confirme une origine interstellaire pour le Fer-60 de leur échantillon de glace.

Les chercheurs ont mesuré en tout la présence de 10 atomes de Fer-60 (oui, rien de plus que 10 atomes!). Ce chiffre, bien que minuscule, traduit un flux déposé significatif une fois rapporté à la surface et au temps : cela fait environ 0,22 atome de Fe-60 par cm² et par an ! (ou si on préfère un flux de 1 atome tous les 5 ans sur 1 cm² de surface de glace). Ce résultat est fondamental pour deux raisons : Ce flux est cohérent (bien que légèrement inférieur) avec celui qui est mesuré dans les sédiments marins profonds pour les derniers 40 000 ans. Cela signifie que la Terre traverse une structure interstellaire relativement homogène en poussière de supernovas depuis des millénaires. L'étude prouve que Nuage Interstellaire Local (LIC), n'est pas seulement constitué de gaz, mais qu'il transporte des grains de poussière solides enrichis en éléments lourds radioactifs issus de supernovas passées.

Par ailleurs, les auteurs rappellent que les variations de l'héliosphère dues à son interaction avec le milieu interstellaire variable lors du passage du système solaire à travers le CLIC pourraient entraîner une variation de l'intensité des rayons cosmiques galactiques près de la Terre. Les abondances de radionucléides cosmogéniques sur Terre, créés par ces rayons cosmiques, tels que le ¹⁰Be ou le ¹⁴C pourraient refléter ces variations. Des anomalies connues, telles que les événements de Miyake induits par les variations de l'activité solaire à l'échelle annuelle, ou bien l'anomalie du Miocène supérieur récemment découverte, apportent des informations précieuses sur les processus géologiques et cosmiques. Des recherches ciblées d’anomalies de radionucléides sur l’échelle de temps du passage du système solaire dans le CLIC, couplées à des modèles héliosphériques tenant compte des modulations induites par le milieu interstellaire, pourraient ainsi compléter les enregistrements de Fer-60 produits par les supernovas.

Cette découverte confirme que le Système solaire navigue dans un environnement sculpté par la mort des étoiles. Le Fer-60 trouvé dans la glace aujourd'hui provient probablement de supernovas ayant explosé il y a plusieurs millions d'années dans l'association stellaire Scorpius-Centaurus, la région de formation d'étoiles la plus proche de nous. Ces poussières voyagent à travers le milieu interstellaire, traversent la frontière magnétique de notre Système solaire et finissent leur course dans les glaces des pôles terrestres. Nous collectons dans la glace les cendres d'étoiles mortes depuis très longtemps.

Source

Local Interstellar Cloud Structure Imprinted in Antarctic Ice by Supernova  60Fe

Dominik Koll et al.

Physical Review Letters 123 (13 May  2026)

https://doi.org/10.1103/nxjq-jwgp

Illustrations

1. Section de la carotte de glace extraite de la calotte antarctique (Alfred Wegener Institute/Esther Horvath)

2. Dominik Koll

L'atmosphère d'une mini-Neptune dévoile son histoire migratoire

De nouvelles mesures portant sur une Jupiter chaude et sur sa compagne de type mini-Neptune indiquent que ces deux exoplanètes se seraient formées à des distances notablement plus grandes de leur étoile hôte que ne le suggère leur configuration actuelle. L'étude est parue dans The Astrophysical Journal Letters.

L'étoile TOI-1130, âgée de 8,2 milliards d'années, avec une masse de 0,7 masse solaire, est située à environ 190 années-lumière. Elle présente une architecture rare où coexistent une Jupiter chaude et une mini-Neptune sur une orbite plus interne. Une telle architecture constitue un cas d’étude pour les scénarios de formation et de migration planétaires. C'est en 2020, que Chelsea Huang et al. ont identifié ce couple de planètes atypique grâce au télescope TESS  (Transiting Exoplanet Survey Satellite) en analysant les courbes de transit de l’étoile TOI-1130. Les chercheurs avaient mis en évidence deux signaux compatibles avec une mini-Neptune et une Jupiter chaude, avec des périodes orbitales d’environ quatre et huit jours, respectivement.

La planète intérieure, TOI-1130b, est un monde de la taille de Neptune dont la période orbitale est de 4,1 jours et la température de surface de 527 °C. Elle est 3,65 fois plus grande que la Terre et possède une masse d'environ 0,17 masse de Jupiter.

La planète extérieure, TOI-1130c, quant à elle, est ce qu'on appelle une Jupiter chaude avec une période orbitale de 8,4 jours et une température de surface de 364 °C. Elle a une masse d'environ 0,97 fois celle de Jupiter et un rayon de 1,5 rayons joviens.

Les Jupiters chaudes sont généralement dépourvues de compagnes planétaires sur des orbites plus internes. Du fait de leur masse et de leurs effets gravitationnels, ces planètes tendent à déstabiliser et à disperser les objets proches, de sorte que la survie d’une compagne interne impose des contraintes fortes sur les scénarios de formation et d’évolution dynamique du système.

Les mini-Neptunes, par définition moins massives que Neptune, sont généralement décrites comme des planètes riches en volatils possédant une enveloppe gazeuse dominante au-dessus d’un noyau plus dense. Elles figurent parmi les exoplanètes les plus fréquemment détectées dans la Voie lactée, bien qu’aucun analogue n’existe dans le Système solaire. En conséquence, et compte tenu de leur occurrence élevée, elles sont souvent considérées comme une classe « standard » au sein des populations exoplanétaires.

Saugata Barat (MIT) et ses collaborateurs rapportent aujourd'hui de nouvelles mesures spectroscopiques de l’atmosphère de la mini-Neptune, obtenues avec le télescope spatial Webb. Les auteurs indiquent qu’il s’agit de la première détermination de composition atmosphérique pour une mini-Neptune orbitant à l’intérieur de l’orbite d’une Jupiter chaude. Et ces résultats sont difficilement compatibles avec un scénario de formation in situ à très faible distance de l’étoile, qui conduirait plus vraisemblablement à une enveloppe dominée par des gaz légers. A l’inverse, les chercheurs privilégient l’hypothèse d’une accrétion initiale dans des régions plus froides du disque protoplanétaire, suivie d’une migration vers l’intérieur.

Selon eux, la mini-Neptune et la Jupiter chaude se seraient formées dans la zone froide du disque protoplanétaire où elles auraient accrété progressivement des glaces et d’autres composés volatils, constituant des enveloppes atmosphériques riches en éléments lourds. Une migration orbitale ultérieure, lente et couplée, aurait conduit les deux objets vers l’étoile tout en maintenant leur proximité et en limitant l’érosion atmosphérique.

Ces résultats apportent donc des éléments observationnels compatibles avec une formation de certaines mini-Neptunes au-delà de la ligne des glaces, qui est définie comme la distance minimale à l’étoile pour laquelle la température du disque est suffisamment faible pour permettre la condensation efficace de l’eau sous forme de glace.

Ici, l’obtention d’observations exploitables a d’abord nécessité une détermination précise des instants de transit. Si la plupart des exoplanètes présentent des périodes quasi régulières, la mini-Neptune et la Jupiter chaude de TOI-1130 posent problème car elles sont en résonance : leurs interactions gravitationnelles réciproques induisent des variations de temps de transit, ce qui rend l’éphéméride plus difficile à prédire et complique la planification des observations du télescope Webb.

L’équipe a donc compilé l’ensemble des observations historiques disponibles pour élaborer un modèle dynamique destiné à prévoir les configurations géométriques favorables, en particulier les passages devant l’étoile, pour être compatibles avec une acquisition spectrale de qualité par Webb.

Sur la base de cette modélisation, des observations spectroscopiques des deux planètes ont pu être réalisées aux phases orbitales pertinentes. La couverture multi-longueurs d’onde de Webb permet ensuite d’exploiter des signatures d’absorption à des longueurs d’onde spécifiques afin d’inférer la composition chimique atmosphérique.

Les spectres de transit obtenus présentent des signatures d’absorption compatibles avec la présence de H2O, de CO2 et de SO2, et plus marginalement de CH4. La détection de ces espèces, plus lourdes que l'hydrogène ou l'hélium, indique une atmosphère substantiellement enrichie en éléments lourds dans l’atmosphère de TOI-1130b.

Une telle enveloppe atmosphérique enrichie en volatils est cohérente avec un scénario dans lequel TOI-1130b a accrété une fraction substantielle de glaces et de composés volatils dans une région froide du disque protoplanétaire, potentiellement au-delà de la ligne des glaces. Dans ce cadre, la migration ultérieure vers l’intérieur pourrait s’accompagner de sublimation partielle des glaces incorporées, alimentant l’abondance actuelle en vapeur d’eau et autres espèces oxygénées qui sont observées. Par ailleurs, la coexistence d’une mini-Neptune interne avec une Jupiter chaude fournit une contrainte dynamique pour cette migration : elle favorise des voies d’évolution relativement peu violentes (une migration induite par le disque protoplanétaire ou une migration concertée) qui doivent être compatibles avec la préservation d’une compagne interne.

C'est la combinaison des espèces détectées (notamment H2O, CO2 et SO2) et l’absence de signature dominante de gaz légers qui mènent Barat et ses collaborateurs à la solution d’une atmosphère de mini-Neptune à métallicité élevée, qui est difficile à expliquer par une formation strictement in situ à très faible distance de l’étoile.

Mais cette interprétation demeure conditionnée par les hypothèses des modèles atmosphérique (structure thermique, opacités, présence éventuelle d’aérosols/nuages) et par des dégénérescences entre abondances moléculaires, métallicité globale et effets photochimiques à courte période orbitale. En particulier, l’identification de SO2 et les contraintes sur CH4 peuvent dépendre de la couverture spectrale effective de Webb, du rapport signal/bruit et du traitement des effets stellaires (activité, hétérogénéités de surface) lors des transits.

Des observations complémentaires, en particulier des transits additionnels avec Webb ou depuis le sol, ainsi que des mesures de vitesses radiales pour contraindre masses et excentricités, permettraient de tester la robustesse du scénario de formation au-delà de la ligne des glaces et de migration, et aussi d’explorer la dynamique résonante du système. Plus généralement, l’étude de systèmes analogues (une mini-Neptune interne coexistant avec une Jupiter chaude) offrira un cadre comparatif pour évaluer la fréquence de telles architectures et la diversité des voies de migration compatibles avec la survie de planètes proches.

TOI-1130b constitue ainsi un premier cas d’étude contraignant pour les modèles de formation des mini-Neptunes et de migration des Jupiters chaudes. Il suggère qu’une accrétion de volatils dans les régions externes du disque protoplanétaire, suivie d’une évolution orbitale peu dissipative, peut conduire à l’architecture planétaire qui est actuellement observée.

Source

JWST Unveils a High Mean Molecular Weight Atmosphere for Mini-Neptune TOI-1130 b: Evidence for Formation Beyond the Water Ice Line*

Saugata Barat et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 1002, (5 mai 2026)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae5f8b

Illustrations

1. Vue d'artiste du système de TOI 1130 (Sci-News.com)

2. Saugata Barat 

Découverte d'une cavité au centre d'une galaxie géante, produite par un trou noir ultramassif

Une équipe d’astrophysiciens vient de démontrer l’existence  d’une cavité d’une taille de l'ordre du kiloparsec dans la distribution stellaire de la galaxie centrale de l'amas A402. Les données des télescopes Webb et Hubble mettent en évidence un noyau galactique aplati dans la distribution stellaire sur lequel se superpose la cavité, ce qui implique la présence d'un trou noir ultramassif central de masse d’environ 50 milliards de M⊙ qui serait à l’origine de cette cavité. Ils montrent en outre qu'un second trou noir supermassif candidat se trouve de l'autre côté de la cavité, avec une vitesse relative de 370 km s⁻¹. Si cette hypothèse se confirme, cela impliquerait la présence d'un système binaire de trous noirs ultramassifs séparés par plusieurs kiloparsecs, d'une masse totale de 60 milliards M⊙. Cela en ferait le système binaire de trous noirs le plus massif découvert à ce jour. L’étude est publiée dans The Astrophysical Journal.

La zone vide qui est observée correspond à environ 20 milliards M⊙ d'étoiles manquantes dans un volume de 0,5 kpc³ . Michael McDonald (MIT) et ses collaborateurs proposent que cette cavité stellaire unique résulte d'une interaction dynamique de courte durée entre au moins un trou noir supermassif et le champ stellaire environnant. Selon eux, cette interaction pourrait être due soit à une diffusion à trois corps lors du durcissement du système binaire, soit à l'induction d'une instabilité dipolaire dans le champ de densité stellaire.

Il faut se rappeler qu’au centre des galaxies les plus massives de l'Univers, les galaxies elliptiques géantes, les profils de luminosité s'aplatissent pour former une région centrale de brillance de surface constante. Or, l'existence d'un tel noyau stellaire n'est pas prédite naturellement par les modèles actuels de formation des galaxies massives dans un univers ΛCDM. Cela suggère qu'un mécanisme secondaire est responsable de l'élimination des étoiles des régions internes de haute densité. Compte tenu de la masse des étoiles évacuées, l'hypothèse la plus probable est celle de la fusion en cours d'une paire de trous noirs supermassifs. Selon le modèle standard de formation des structures, les galaxies massives se forment principalement par fusion avec des galaxies plus petites. Étant donné que la totalité des galaxies abritent un trou noir supermassif central, la fusion de trous noirs devrait donc également être fréquente. En particulier, à des époques plus reculées, les galaxies massives situées au centre des amas devraient être le siège d'événements de fusion actifs.

Pour que deux trous noirs supermassifs fusionnent, ils doivent d'abord perdre suffisamment de moment cinétique orbital pour réduire leur séparation orbitale à un niveau suffisamment faible pour que l'émission d'ondes gravitationnelles puisse emporter l'énergie orbitale restante en un temps inférieur à l'âge de l'Univers. Bien que de telles ondes gravitationnelles issues de la fusion d'un système binaire de trous noirs supermassifs n'aient pas encore été détectées, NANOGraV et d'autres expériences de chronométrage de pulsars ont récemment mis en évidence l'existence d'un fond d'ondes gravitationnelles stochastiques qui proviendrait de la fusion collective de trous noirs binaires dans les noyaux galactiques. On pense que la phase initiale de ce processus, avant que les ondes gravitationnelles ne deviennent significatives, implique une diffusion à trois corps entre les 2 trous noirs et les étoiles, ce qui entraînerait un « nettoyage » des étoiles et de la matière noire dans la couche interne des galaxies les plus massives sur environ un kiloparsec. Ce déficit d'étoiles peut être encore accentué si la fusion des trous noirs induit un recul sur le trou noir résiduel, ce qui est très souvent le cas. Ca éloignerait le trou noir supermassif du centre du potentiel gravitationnel et conduirait à une expansion rapide des orbites stellaires derrière lui.

De tels noyaux diffus et de grande taille ont déjà été observés dans la distribution stellaire de plusieurs galaxies massives, et il a été suggéré que la taille physique du noyau observé est directement liée à la masse du trou noir qui l'a probablement créé. En effet, la masse de certains des trous noirs supermassifs les plus massifs a été déduite de la taille des régions centrales qu'ils ont creusées dans le profil lumineux de leur galaxie hôte. Cette relation repose sur l'hypothèse que le noyau s'est formé par des interactions dynamiques avec couple de trous noirs supermassifs, pendant ou après la fusion. Malgré les efforts observationnels considérables déployés pour étudier les cœurs des galaxies massives et, du point de vue théorique, pour prédire les mécanismes de leur formation, ce modèle est resté jusqu’à aujourd’hui peu étayé par l'observation directe. Le seul système pour lequel un trou noir supermassif binaire a été directement détecté comme modifiant la distribution stellaire est NGC 5419, par B. Neureiter et al. en 2023. Dans ce système, deux sources ponctuelles très proches semblent induire des perturbations cinématiques dans la distribution stellaire, ce qui conduit à la formation d'un cœur aplati. De plus, ces grands cœurs stellaires aplatis peuvent être dynamiquement instables, comme l'ont montré S. Dattathri et al. en 2025, ce qui engendre un dipôle persistant dans la distribution stellaire.

McDonald  et ses collaborateurs ont analysé des observations de la galaxie centrale d'A402, qui est un amas de galaxies massif situé à un redshift z = 0,322. La cavité qu’ils observent avec Webb avait été précédemment signalée par A. Repp et H. Ebeling en 2018 à partir d'observations du télescope Hubble. Elle avait alors été interprétée comme une zone de poussière proche du centre galactique. Mais grâce aux données de l’imageur Nircam de Webb, les chercheurs apportent aujourd’hui des preuves convaincantes qu'il s'agit en réalité d'une absence d'étoiles, et ils suggèrent donc que cela est très probablement dû à des interactions dynamiques avec la fusion d'une paire de trous noirs supermassifs.

Outre cette « cavité stellaire », McDonald et ses collaborateurs ont constaté que la galaxie centrale d'A402 possède un noyau diffus extrêmement étendu, avec un rayon de rupture de 2,2 kpc, sur lequel se superpose la cavité. Pour eux, un noyau aussi important a probablement été formé lors de la fusion passée de trous noirs supermassifs, laissant un résidu d'une masse d'environ 50 milliards de M⊙ . Ce trou noir « ultramassif » apparaît à l'extrémité ouest de la cavité stellaire comme une source ponctuelle brillante dans l'infrarouge moyen et coïncide avec un noyau galactique actif identifié par MUSE. Et sur le bord est de la cavité, les astrophysiciens trouvent également des preuves de la présence d'un deuxième noyau galactique actif, basées sur une forte émission [O iii ] localisée. Ces deux AGN ont une vitesse relative de 370 km s ⁻¹, ce qui permet aux chercheurs de calculer la masse binaire combinée du système. Ils trouvent une valeur record de 60 milliards M⊙.

McDonald et ses collaborateurs  ont des bonnes raisons de postuler que la cavité stellaire se forme par l'interaction dynamique continue d'un cœur stellaire avec des trous noirs supermassifs en spirale. Cette interprétation est étayée par les preuves, en lumière optique et X, d'une fusion récente à l'échelle galactique, ainsi que par l'observation de deux sources à raies d'émission de part et d'autre de la cavité, compatibles avec un noyau galactique actif binaire massif. La taille de la cavité et les vitesses relatives des deux AGN supposés concordent avec les théories établies depuis des décennies sur l'érosion des cœurs stellaires par des trous noirs supermassifs (ou ultramassifs) en spirale.

Ce système offre un modèle pour un nouveau phénomène à rechercher dans les observations actuelles et futures. La détection d’autres sources similaires contribuerait à consolider les prédictions actuelles de signatures multi-messagers pour les sources du futur détecteur LISA, pour lesquelles l’échelle de temps et la fréquence de fusion demeurent des incertitudes majeures.

À l’avenir, les vastes relevés effectués avec les télescopes spatiaux Euclid et Roman, ainsi que les relevés d’archives de Hubble et Webb permettront probablement de découvrir des systèmes similaires, fournissant une estimation de l’échelle de temps de fusion des trous noirs supermassifs basée sur la fréquence d’observation de tels systèmes. Parallèlement, un suivi ciblé de ce système unique avec les télescopes les plus puissants permettra une compréhension plus complète de la nature du noyau galactique actif dans ce système et de la dynamique des étoiles dans et autour de la cavité.

Source

A Kiloparsec-scale Stellar Cavity in the Center of A402-BCG May Be Caused by Dynamic Interactions with an Ultramassive Black Hole

Michael McDonald et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 1002, Number 1 (23 Avril 2026 )

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae5bbe

1. Observations multi-longueurs d'onde de la galaxie centrale d'A402 (McDonald et al.)

2. Michael McDonald

Le déséquilibre du cycle du carbone, une clé pour l'habitabilité des planètes telluriques

Déterminer l'habitabilité d’une planète ne se résume pas à savoir si elle possède ou non de l'eau liquide. Une exoplanète pauvre en eau peut être inhospitalière, qu'elle se trouve ou non dans la zone dite habitable. La Terre, la seule planète habitable connue, dépend de son cycle du carbone pour maintenir son habitabilité. Or, ce cycle dépend de l'eau, et les exoplanètes qui en sont dépourvues ont peu de chances de le maintenir, ce qui compromet sérieusement leurs perspectives d'habitabilité à long terme. Une nouvelle étude publiée dans The Planetary Science Journal examine la teneur en eau nécessaire à l'habitabilité des exoplanètes, en prenant Vénus pour exemple éloquent.

Haskelle White-Gianella et Joshua Krissansen-Totton (Université de Washington) rappellent que sur Terre, la quantité d'eau en surface est suffisante pour un cycle géologique du carbone équilibré : l'altération des silicates compense le dégazage volcanique de CO₂. La vapeur d'eau présente dans l'atmosphère terrestre se combine au dioxyde de carbone pour former de l'acide carbonique. Cet acide, faible et instable, acidifie légèrement toutes les eaux de pluie. À l'échelle des temps géologiques, il joue un rôle crucial dans le cycle d'altération carbone-silicate de la Terre , également appelé cycle d'Urey. Ce cycle, qui est une branche du cycle du carbone terrestre, permet d'éliminer le carbone de l'atmosphère sur de longues périodes. L'acide faible dissout les roches silicatées et les eaux de ruissellement se déversent dans les océans. Elles s'accumulent au fond des océans, où la tectonique des plaques finit par les enfouir dans la croute. C'est ainsi que le carbone atmosphérique est séquestré dans les roches terrestres. Sans ce cycle, le carbone s'accumulerait continuellement dans l'atmosphère, provoquant un emballement du réchauffement climatique, comme sur Vénus.

Sur les planètes arides, il se peut que la quantité d'eau en surface soit insuffisante pour que ce mécanisme de régulation par l'altération des silicates permette de maintenir des conditions habitables.

White-Gianella et Krissansen-Totton se sont intéressés aux planètes arides présentant une quantité d'eau en surface très limitée, bien inférieure à celle d'un océan terrestre. Nombre de ces planètes se situent dans la zone habitable de leur étoile, mais rien ne dit qu'elles puissent être réellement habitables. Les chercheurs ont élaboré des modèles détaillés pour tenter de comprendre les planètes arides et leur capacité à maintenir le cycle essentiel des carbonates et des silicates. Ils ont modélisé l'évolution du cycle géologique du carbone en suivant les flux d'eau et de carbone entre l'intérieur de la planète et le système atmosphère-océan.

La modélisation repose sur 18 variables, parmi lesquelles le taux d'échappement atmosphérique de l'hydrogène, le taux de dégazage volcanique, la fraction de la surface recouverte de terres émergées, la température globale, la concentration de minéraux dans les roches vierges, la porosité des roches, la fraction d'eau de pluie transformée en ruissellement, et bien d'autres. Cette modélisation s'appuie sur notre compréhension croissante du cycle du carbone terrestre et de la manière dont il régule la température.

Les résultats montrent que les planètes telluriques arides peuvent présenter des cycles géologiques du carbone déséquilibrés en raison des limites d'écoulement par rapport à l'altération, ce qui peut entraîner une perte d'habitabilité et un emballement du réchauffement. Même si une planète se trouve dans la zone habitable, donc avec une température suffisante pour posséder de l’eau liquide, elle peut devenir inhabitable si elle ne dispose pas d'une quantité suffisante d'eau en surface pour équilibrer les flux de dégazage et d'altération, expliquent les auteurs.

Une planète aride pourrait tout de même abriter le cycle d'Urey. Elle n'a pas besoin d'autant d'eau que la Terre, mais d'une quantité significative. White-Gianella et Krissansen-Totton montrent que les planètes telluriques semblables à la Terre nécessitent une quantité initiale d'eau en surface d'au moins 20 à 50 % de la masse océanique terrestre pour maintenir un cycle géologique du carbone équilibré et une température de surface tempérée sur 4,5 milliards d'années d'évolution. Les planètes arides qui possèdent moins de 20 à 50 % des océans terrestres ne peuvent pas maintenir des flux d'altération des silicates élevés, ce qui peut entraîner une augmentation incontrôlée du CO₂ atmosphérique .

Comme il est très difficile de déterminer ce qui se passe sur les exoplanètes arides et lointaines, les chercheurs se sont penché sur la cas de notre voisine Vénus. L’étude révèle que la présence limitée d'eau en surface pourrait avoir déstabilisé le cycle du carbone de Vénus, provoquant une transition d'un climat tempéré à un climat inhabitable. La surface actuelle de Vénus est inhabitable, avec des températures moyennes de 460 ° C, une pression de surface 92 fois supérieure à celle de la Terre et une atmosphère dense dominée par le CO₂. Cependant, Vénus aurait pu être habitable par le passé, sous le faible rayonnement du jeune Soleil. Les incertitudes concernant la rétroaction nuage-albédo passée de Vénus et son évolution atmosphérique la situent à la limite de la zone habitable interne, où le moment et le déclencheur de son emballement de l'effet de serre restent flous.

Les modèles climatiques globaux démontrent qu'avec une couverture nuageuse diurne suffisante et une rotation lente, la surface de Vénus aurait pu maintenir des températures habitables jusqu'à il y a 715 millions d'années. Parmi les preuves physiques d'un climat tempéré passé, on trouve d'éventuels vestiges de croûte continentale felsique, qui se forment généralement en présence d'eau et des rapports D/H indiquant d'importants réservoirs d'eau de surface, bien que pas nécessairement condensés, par le passé. À l'inverse, certaines données soutiennent l'hypothèse d'un emballement de l'effet de serre sur Vénus depuis sa formation. On suppose que les plateaux crustaux de Vénus sont felsiques, mais des plateaux composés de minéraux felsiques s'effondreraient probablement sous l'effet de la viscosité et de l'écoulement de la croûte inférieure. De plus, la dynamique atmosphère-nuages ​​après accrétion peut avoir empêché la condensation de l’eau liquide en surface comme l’ont montré Turbet et al. en 2021

Bien que le climat passé de Vénus demeure incertain, si elle était habitable par le passé, elle a nécessairement subi une transition climatique majeure pour atteindre ses conditions actuelles. Une explication possible de l'état inhospitalier actuel de Vénus est que, l'augmentation de la luminosité solaire a entraîné un rayonnement accru, réchauffant sa surface autrefois habitable et déclenchant finalement un emballement de l'effet de serre. Dans ce scénario, toute eau de surface se serait évaporée, puis la photodissociation de l'eau aurait provoqué une fuite rapide d'hydrogène, aboutissant à l' atmosphère actuelle desséchée et dominée par le CO₂. Cependant, l'augmentation de la luminosité à elle seule ne peut pas expliquer une transition climatique d'habitable à inhabitable. Le seuil d'emballement de l'effet de serre dépend de l'albédo et de la composition atmosphérique, lesquels sont régis par les interactions à long terme entre l'atmosphère et l'intérieur de la planète. L'augmentation de l'ensoleillement ne fait qu'accroître la couverture nuageuse diurne, et donc l'albédo. Cette rétroaction stabilisatrice entre les nuages ​​et l'albédo aurait pu permettre le maintien de conditions tempérées à la surface de Vénus, même sous l'ensoleillement actuel.

Selon les chercheurs, une autre explication à l'état inhabitable actuel de Vénus est qu'un facteur externe, autre que l'augmentation de sa luminosité, a mis fin à une période d'habitabilité. MJ Way et AD Del Genio ont suggéré en 2020 que des conditions habitables auraient même pu persister jusqu'à aujourd'hui sans une activité volcanique catastrophique, due à un resurfaçage global épisodique ou quasi continu qui aurait pu servir de déclencheur. Cependant, les variations du dégazage à elles seules ne suffisent peut-être pas à induire un changement climatique permanent. Si Vénus a autrefois abrité de l'eau liquide en surface, l'altération des silicates aurait pu réguler les concentrations de CO₂ atmosphérique, même en présence d'un dégazage volcanique rapide. De plus, les éruptions de grandes provinces ignées exposent de la roche basaltique fraîche à la surface, augmentant considérablement la réduction du CO₂ par altération chimique. Il est peu probable que des modifications du dégazage à elles seules puissent déstabiliser durablement un climat où la rétroaction carbonate-silicate est active. Des limites à l’altération sont également nécessaires pour White-Gianella et Krissansen-Totton.

La rétroaction de décarbonatation liée à la stagnation du substratum tectonique a aussi été proposée en 2021 par Höning et al. comme explication de la fin de l’habitabilité de Vénus. Cependant, on ignore si la Vénus primitive se trouvait dans un régime tectonique de type stagnation du substratum tectonique, et certains indices suggèrent une subduction localisée.

White-Gianella et Krissansen-Totton explorent donc une explication alternative à l'état actuel de Vénus après l'emballement de l'effet de serre. Selon eux, Vénus pourrait avoir initialement présenté de faibles réserves d'eau en surface, une hypothèse qui est étayée par des modèles de solidification d'océans magmatiques, ainsi que des modèles de formation planétaire démontrant des variations stochastiques dans les réserves d'eau initiales des planètes telluriques du système solaire, et par le fait que Vénus se serait vraisemblablement formée dans une région du disque protoplanétaire plus chaude et plus pauvre en composés volatils que la Terre. Dans ce régime aride initial, le manque de précipitations aurait alors limité l'altération des silicates et la réduction du CO₂ . En l'absence d'un mécanisme de régulation de l'altération des silicates pour compenser le dégazage, le CO₂ aurait ainsi pu s'accumuler dans l'atmosphère, réchauffant la surface jusqu'à la disparition complète de l'eau, ce qui expliquerait son état actuel. Vénus aurait donc fini par perdre son eau, et toute forme de vie, même simple, aurait disparu.

Même une planète comme Vénus, située dans la zone habitable de son étoile peut donc devenir inhabitable si elle est un peu aride, en raison d'un déséquilibre du cycle du carbone.

Ces travaux montrent que la définition simpliste de la zone habitable n'est qu'un point de départ. L'habitabilité dépend de bien plus que la simple proximité d'une étoile ; or, pour l'instant, c'est tout ce que nous pouvons mesurer. Même si une planète se situe dans la zone habitable de son étoile, si elle est aride, elle peut devenir rapidement inhabitable en raison d'un déséquilibre du cycle du carbone.

Selon les chercheurs, même si de nombreuses planètes pourraient être habitables pendant de courtes périodes, et même permettre l'apparition d'une vie simple, pour ce qui est d’une habitabilité à long terme, indispensable à l'émergence d'une vie complexe et d'espèces bâtisseuses de civilisations comme la nôtre, leur nombre pourrait être bien plus faible, Plus généralement, les exoplanètes telluriques arides sont moins susceptibles de rester habitables sur de longues périodes et peuvent donc être de mauvaises candidates pour la recherche de biosignatures.

Source

Carbon Cycle Imbalances on Arid Terrestrial Planets with Implications for Venus

Haskelle T. White-Gianella and Joshua Krissansen-Totton

The Planetary Science Journal, Volume 7, Number 4 (15 avril 2026)

https://doi.org/10.3847/PSJ/ae4faa

Illustrations

1. Image d'artiste de Vénus (à gauche) et des variations de Gliese 12b  (NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (Caltech-IPAC)

2. Haskelle T. White-Gianella