Une nouvelle carte de la matière noire à très haute résolution

La matière noire n'émet ni n'absorbe de lumière, mais joue un rôle fondamental dans l'évolution des galaxies et des structures. Comme elle n'interagit que par la gravité, l'un des moyens les plus directs de l'étudier est l'effet de lentille gravitationnelle : la déviation de la lumière provenant de galaxies lointaines par une masse intermédiaire. Une équipe de chercheurs vient d’utiliser cette méthode avec des images du télescope Webb pour fournir une carte de la masse sombre la plus détaillée à ce jour. L’étude est publiée dans Nature Astronomy.

Diana Scognamiglio (California Institute of Technology) et ses collaborateurs ont travaillé sur des images couvrant une large zone de 0,77° × 0,70°, obtenues dans le cadre de l'étude COSMOS. En mesurant les formes de 129 galaxies par minute d'arc carrée, dont beaucoup indépendamment dans les bandes F115W et F150W de Webb, les chercheurs atteignent une résolution angulaire de 1.00 +-0.01 minute d’arc.

Le lentillage gravitationnel affecte la trajectoire de la lumière provenant de galaxies lointaines lorsqu'elle traverse le potentiel gravitationnel de toute masse située dans la ligne de visée, y compris la matière baryonique ordinaire (étoiles, gaz et poussière) et la matière noire. Dans le régime des lentilles gravitationnelles faibles qui a été étudié ici, cette déviation induit une distorsion de cisaillement de seulement quelques pour cent dans les formes apparentes des galaxies d'arrière-plan. Cette distorsion est environ dix fois plus faible que l'ellipticité intrinsèque typique des galaxies, qui est façonnée par des caractéristiques telles que les bras spiraux ou les barres.

La résolution d'une carte de lentille gravitationnelle faible correspond donc à la surface nécessaire pour englober environ 100 galaxies d'arrière-plan résolues, de sorte que le signal de cisaillement dépasse le bruit de forme. Ce nombre reflète un compromis entre la résolution spatiale et l'incertitude statistique. La sensibilité d'une carte de lentille gravitationnelle faible dépend également de la géométrie. À l'instar d'une loupe qui fonctionne mieux lorsqu'elle est placée à mi-chemin entre l'œil et l'objet, le lentille gravitationnelle est plus sensible à la masse située à mi-chemin entre l'observateur et les galaxies sources. Ce comportement est décrit par la fonction d'efficacité de lentille g(z), qui atteint son maximum à des redshifts (distances) inférieurs à la distance des objets typiques en arrière-plan, décrite par la distribution de redshift des sources n(z). La fonction d'efficacité de lentille pour le télescope Webb atteint son maximum à z = 0,38, alors qu’elle est à z = 0,34 pour le télescope Hubble et à z=0,30  pour la caméra Hyper-Suprime (HSC) du télescope Subaru.

Contrairement à la plupart des observables, pour une échelle angulaire fixe dans le ciel, la lentille gravitationnelle faible est insensible à la masse dans l'Univers très proche, car l'efficacité de la lentille tombe à zéro lorsque la lentille se rapproche de l'observateur. Les cartes de lentille gravitationnelle faible précédentes étaient limitées en termes de sensibilité, de résolution et de superficie. Depuis le sol, même les meilleurs télescopes, tels que ceux utilisés dans les relevés HSC, Kilo Degree Survey et Dark Energy Survey, doivent composer avec les effets de flou de l'atmosphère terrestre et ne permettent généralement de distinguer que 7 à 19 galaxies par minute d'arc carrée.

Ces relevés couvrent une grande partie du ciel, mais sont limités par une résolution angulaire grossière et sont principalement sensibles aux structures à faible redshift. Par conséquent, seules les structures les plus massives et les plus étendues, telles que les superamas rares dont la masse peut atteindre 10¹⁵ masses solaires (M_⊙), apparaissent de manière proéminente sur les cartes de lentille gravitationnelle terrestres. Le télescope Hubble résout les formes d'environ 71 galaxies par minute d'arc carrée, ce qui permet d'obtenir des cartes avec une résolution suffisante d'environ 2,4 minutes d'arc pour commencer à révéler les amas et les caractéristiques filamentaires du réseau cosmique.

L'imagerie haute résolution et profonde du télescope Webb change la donne. Elle permet aujourd’hui de mesurer les effets de lentille gravitationnelle faibles d'un nombre beaucoup plus important de galaxies, et à des redshifts plus élevés qu'auparavant. Cette amélioration se reflète dans la sensibilité relative à l'effet de lentille gravitationnelle, où le JWST surpasse à la fois le HSC et le HST, en particulier à des redshifts élevés.

Scognamiglio et ses collaborateurs ont ainsi mesuré le cisaillement pour 108 galaxies par minute d'arc carrée dans chacune des bandes F115W et F150W de NIRSpec. Le catalogue final est constitué des sources uniques dans chaque bande, ainsi que de celles qui sont communes, pour lesquelles les deux estimations de cisaillement sont moyennées par galaxie, ce qui donne une densité effective de 129 galaxies par minute d'arc carrée. La disponibilité de mesures répétées dans deux bandes permet de réduire le bruit de comptage des photons lors de l'estimation du cisaillement, bien que la source dominante d'incertitude reste le bruit intrinsèque de forme.

Pour l'échantillon de galaxies dont la forme a été mesurée, on a un redshift médian z_med ≈ 1,15. À partir de cet ensemble de données, les chercheurs ont construit une carte détaillée de la masse dans la structure à grande échelle. Les régions plus lumineuses indiquent des lignes de visée avec une convergence de lentille plus élevée, qui est proportionnelle à la densité de matière sombre et lumineuse, multipliée par la fonction de sensibilité g(z) et projetée sur le ciel.

Les astrophysiciens utilisent une technique de filtrage multi-échelle qui identifie les structures à différentes échelles, définies comme des échelles spatiales en unités angulaires, correspondant à des tailles physiques dans le ciel. Cette technique leur permet d'identifier simultanément à la fois les petites caractéristiques, telles que les halos autour des groupes de galaxies de faible masse (~10¹³−10¹⁴ M_⊙) ou de grand redshift (z ≈ 1,1), ainsi que les structures filamentaires censées les relier.

La carte de convergence des lentilles gravitationnelles dérivée des données révèle la distribution projetée de la matière totale, sombre et baryonique. 15 amas de galaxies connus précédemment détectés avec XMM-Newton et Chandra grâce à leur émission de rayons X sont tous récupérés avec un rapport signal/bruit de détection supérieur à 3. Cela constitue une amélioration substantielle par rapport aux reconstructions antérieures basées sur les données de Hubble, qui n'avaient détecté que 8 de ces amas.

Au-delà des pics isolés, la carte de convergence basée sur les données de Webb révèle un réseau de caractéristiques étendues et de faible amplitude, qui relient les surdensités à l'échelle des amas. Ces structures retracent probablement les filaments de matière noire du réseau cosmique, trop diffus pour émettre un rayonnement X significatif ou héberger de grandes surdensités de galaxies. Leur détection est conforme aux prédictions de l'effondrement gravitationnel dans le modèle ΛCDM et reflète la sensibilité accrue de Webb aux composants diffus du champ de matière qui n'étaient pas résolus auparavant par Hubble. La comparaison avec les cartes de signification des surdensités de rayons X et de galaxies illustre le couplage entre la matière noire, le gaz chaud et les galaxies lumineuses.

Si certains pics de lentille gravitationnelle faible coïncident avec des régions à forte intensité de rayons X et à surdensité galactique significative, Scognamiglio  et ses collaborateurs identifient également des pics de masse sans contrepartie claire dans l'émission de rayons X projetée ou la distribution galactique, par exemple aux coordonnées (AD, déc) (150,21°, 2,06°) et (150,32°, 2,28°). Ces caractéristiques peuvent provenir de structures sous-lumineuses ou dominées par la matière noire, d'effets de projection provenant de multiples systèmes alignés le long de la ligne de visée, ou bien de concentrations de masse à des redshifts qui ne sont pas capturés de manière optimale par la pondération de la densité galactique.

Par rapport à Hubble, Webb offre une amélioration d'environ deux fois supérieure en termes de résolution angulaire, de densité des galaxies sources et de nombre de détections significatives de structures de lentille gravitationnelle. À z ≳ 0,7, la sensibilité de Webb en matière de lentille gravitationnelle dépasse celle de Hubble d'un facteur deux, et celle des principales études terrestres d'un facteur 10. Les structures à grande échelle de la matière noire et baryonique apparaissent  alignées conformément aux prévisions théoriques, et Webb permet de les révéler avec beaucoup plus de détails, s'étendant à des régions de faible densité et à des régimes de redshift plus élevés. Cette carte fournit une vue détaillée de l'échafaudage de matière noire qui sous-tend la formation des galaxies et sert de base à de futures études sur la structure cosmique, la rétroaction et l'évolution du champ de matière au fil du temps.

À l'avenir, la sensibilité accrue de Webb pour des redshifts 1 ≲ z ≲ 2 permettra des reconstructions tomographiques des environnements de matière noire des galaxies pendant le midi cosmique, l'époque où la formation stellaire atteint son apogée. De telles mesures, qui n'ont pas été tentées dans le cadre de cette étude, permettraient d'établir un lien direct entre la structure à grande échelle et l'évolution des galaxies, y compris les effets de la rétroaction des noyaux galactiques actifs, du refroidissement du gaz et de l'assemblage de la matière noire.

 

Source

An ultra-high-resolution map of (dark) matter

Diana Scognamiglio et al.

Nature Astroinomy (26 january 2026)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02763-9

Illustrations

1. Cartographie de la matière noire dans la zone étudiée (Scognamiglio et al.)

2. Cartographie de la matière noire dans la zone étudiée, en contours de densité (Scognamiglio et al.)

3. Diana Scognamiglio 

Solar Orbiter dévoile le processus de la naissance d'une éruption solaire majeure

La sonde Solar Orbiter de l'ESA a permis de découvrir qu'une éruption solaire est déclenchée par des perturbations initialement faibles qui s'intensifient rapidement. Un ensemble inédit d'observations réalisées grâce au travail complémentaire de quatre instruments de la sonde offrent l'image la plus complète jamais obtenue d'une éruption solaire. L'étude est parue dans Astronomy&Astrophysics.

Les éruptions solaires sont de puissantes explosions qui apparaissent à la surface du Soleil. Elles se produisent lorsque l'énergie stockée dans des champs magnétiques enchevêtrés est soudainement libérée par un processus appelé « reconnexion ». En quelques minutes, des lignes de champ magnétique entrecroisées de directions opposées se rompent puis se reconnectent. Ces lignes de champ nouvellement reconnectées peuvent rapidement chauffer et accélérer du plasma à des millions de degrés, et accélérer des particules à haute énergie, loin du site de reconnexion. Mais les mécanismes précis de la libération si rapide de cette quantité colossale d'énergie restaient jusqu'alors mal compris.

Presque toutes les grandes éruptions solaires (c’est-à-dire les événements de classe M et X, avec des flux de rayons X mous > 10⁻⁵ W m⁻² ) sont causées par une déstabilisation catastrophique d’un filament – ​​un tube de flux magnétique très torsadé et finement structuré, composé de gaz chromosphérique plus froid et plus dense, dans la couronne plus chaude et moins dense, à des températures de l’ordre du million de kelvins. On pense également que de telles éruptions de filaments provoquent des éruptions stellaires (Namekata et al. 2021). Mais les processus qui déstabilisent le tube de flux et les mécanismes de libération d'énergie magnétique au début d'une éruption solaire font l'objet d'un débat de longue date. Parmi les modèles importants figurent les processus magnétohydrodynamiques (MHD) tels que les instabilités de type "kink et tore" (Hood & Priest 1979 ;Török et al. 2004 ;Kliem & Török 2006 ), l'évasion magnétique (Antiochos et al. 1999 ), ou un processus dit de "coupe de la corde" (Moore et al. 2001).

Tous ces processus impliquent nécessairement une reconnexion à un stade donné de l'évolution de l'éruption, au cours de laquelle l'énergie magnétique est libérée et convertie en d'autres formes. Des observations antérieures en micro-ondes d'une grande éruption solaire ont révélé une décroissance rapide du champ magnétique coronal (d'environ 5 Gauss par seconde), que l'on suppose être causée par une diffusion magnétique turbulente. En raison des échelles spatiales intrinsèquement petites de quelques centaines de kilomètres et des échelles de temps rapides de quelques secondes sur lesquelles les processus magnétiques impulsifs sont observés dans la couronne, des observations coronales à haute résolution (spatiale et temporelle) sont cruciales pour capturer la dynamique magnétique, telle que tracée par les structures du plasma, et pour étudier divers aspects du processus d'éruption.

Lakshmi Pradeep Chitta (Institut Max Planck pour la recherche sur le système solaire) et ses collaborateurs rapportent aujourd'hui des observations coronales à haute résolution d'une éruption qui ont été réalisées par la mission Solar Orbiter. Ces observations de l'éruption solaire majeure de classe M7.7 datant du 30 septembre 2024 révèlent des événements de reconnexion magnétique sur des échelles de temps de quelques secondes tout au plus. Leurs observations dévoilent le moteur principal d'une éruption et soulignent le rôle crucial d'un mécanisme de libération d'énergie magnétique en avalanche.

Les images à haute résolution de l'instrument EUI (Extreme Ultraviolet Imager) de la sonde Solar Orbiter ont en effet permis de zoomer sur des structures de quelques centaines de kilomètres de diamètre seulement dans la couronne solaire, l'atmosphère externe du Soleil , et de capturer des changements toutes les deux secondes. Trois autres instruments – SPICE, STIX et PHI – ont analysé différentes profondeurs et régimes de température, de la couronne jusqu'à la surface visible du Soleil (ou photosphère). Ces observations ont notamment permis aux chercheurs d'observer la progression des événements qui ont conduit à l'éruption solaire qui a commencé aux alentours de 23h47 en temps universel (UT) ce 30 septembre 2024, sur une période d'environ 40 minutes.

Chitta et ses collaborateurs ont eu la chance inouïe d'observer les prémices de cette éruption solaire avec une si grande précision. Des observations aussi détaillées et à haute cadence d'une éruption ne sont généralement pas possibles, en raison des fenêtres d'observation limitées et de l'espace mémoire considérable que ces données occupent sur l'ordinateur de bord de la sonde. 

Cet ensemble inédit d'observations d'une éruption solaire de magnitude 7,7 par Solar Orbiter révèle une image complète du mécanisme central des phases de pré-éruption et d'impulsion, sous la forme d'une avalanche magnétique. Les chercheurs montrent que l'accélération des particules non thermiques est étroitement liée à la reconnexion magnétique au sein même du filament de flux magnétique. Dans la basse atmosphère, les signatures du transport d'énergie se manifestent par des amas de plasma qui se produisent en "pluie" sur une longue période, avant même la phase d'impulsion de l'éruption.

Selon les chercheurs, la combinaison de l'émergence d'un flux magnétique à travers l'atmosphère, de sa convergence et de son annulation près de la ligne d'inversion de polarité, couplée à des mouvements de cisaillement de surface, charge l'énergie magnétique dans un tube de flux magnétique contenant un filament, qui est finalement libéré sous forme d'éruption solaire par une instabilité. Et ces processus sont étroitement régis par des mouvements convectifs qui évoluent sur des échelles de temps de l'ordre de 10 minutes. Bien qu'ils ne puissent pas déterminer la distribution de la libération d'énergie magnétique au fil du temps (en raison du manque d'observations du champ magnétique coronal), ces nouvelles observations suggèrent que la reconnexion progresse sur des échelles de temps aussi courtes que 2 s.

En raison de l'important décalage temporel entre la convection de surface et la reconnexion atmosphérique, le moteur photosphérique et la région d'éruption coronale sont dynamiquement découplés. Malgré cela, les observations en UV et rayons X révèlent une progression claire des événements de reconnexion, initialement faibles, vers des événements progressivement plus énergétiques. Cette progression se manifeste également dans le tube de flux contenant le filament lui-même, où les signatures de reconnexion s'amorcent entre quelques brins vers 23h46 TU et se propagent rapidement à l'ensemble du filament en l'espace de deux minutes. Chitta et son équipe suggèrent donc que la libération d'énergie magnétique se produit par un processus de type "avalanche", et les observations montrent que ce processus est capable de générer un chauffage du plasma sur une large gamme de températures.

Des concepts simples d'avalanche ont déjà été invoqués pour expliquer la distribution statistique en loi de puissance des flux X d'un grand nombre d'éruptions. Un modèle MHD complet du comportement en avalanche montre comment l'instabilité et la reconnexion d'un filament magnétique (c'est-à-dire un minuscule tube de flux élémentaire) pourraient rendre instables les filaments voisins dans une avalanche MHD (Hood et al. 2016 ;Reid et al. 2023). Les observations de Chitta et al. sont cohérentes avec ce scénario. Elles révèlent comment les avalanches de reconnexion, se produisant dans différentes parties du système (le système de boucles complexes et le tube de flux principal en éruption) à différentes étapes, évoluent de manière cohérente pour produire les caractéristiques observées de l'éruption.

Ce mécanisme, mis en évidence par les observations de Solar Orbiter, offre ainsi une explication naturelle à l'universalité de la distribution en loi de puissance de l'énergie des éruptions dans les étoiles de la séquence principale. En conclusion, les auteurs suggèrent qu'une telle reconnexion rapide à petite échelle dans et autour du tube de flux éruptif peut également imiter les effets de la diffusion magnétique turbulente qui ont été décrit en 2020 par Fleishman et al.

Source

A magnetic avalanche as the central engine powering a solar flare

L. P. Chitta et al.

Astronomy&Astrophysics Volume 705 (21 January 2026)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202557253

Illustrations

1. L'éruption du 30 septembre 2024 imagée par Solar Orbiter (Chitta et al.)

2. Lakshmi Pradeep Chitta

Galaxies Little Red Dots : des trous noirs supermassifs en formation au sein de cocons de gaz

Depuis la mise en service du télescope spatial Webb, les petits points rouges apparaissant sur ses images intriguent les astrophysiciens du monde entier. On en avait encore parlé ici même fin novembre. Aujourd'hui, une équipe internationale de chercheurs expliquent finalement ce qui se cache dans ces objets : des petits trous noirs supermassifs entourés d’un cocon de gaz ionisé en train de grossir rapidement. L’étude est publiée dans Nature, qui en fait sa couverture cette semaine.

Les « Little Red Dots », comme on les a appelés apparaissent dans les images de Webb à une époque cosmique comprise entre quelques centaines de millions d'années, et un milliard d'années après le Big Bang. On n’en voit plus à une époque plus récente. Certains astrophysiciens ont avancé qu'il s'agissait de galaxies massives, produisant suffisamment d’étoiles pour que le télescope spatial Webb puisse les détecter 13 milliards d'années plus tard. Mais cette théorie ne cadrait pas avec le temps qu'il a fallu à ces galaxies pour évoluer après le Big Bang.

Mais après deux ans d'analyse continue des images contenant les points rouges, les chercheurs du Cosmic Dawn Centre de l'Institut Niels Bohr ont trouvé l'explication : des trous noirs supermassifs en formation. Ces objets présentent des propriétés inhabituelles, telles que des trous noirs surmassifs pour la taille de leurs galaxies hôtes ainsi que des émissions extrêmement faibles de rayons X et radio. Vadim Rusakov (université de Manchester et Institut Niels Bohr) et ses collaborateurs montrent ici que dans la plupart des objets étudiés avec les spectres infra rouge de Webb de la plus haute qualité, les raies sont élargies par la diffusion des électrons, avec un noyau étroit. Les données nécessitent des densités de colonne d'électrons très élevées et des tailles compactes (qui se comptent en jours-lumière). Ces caractéristiques spectrales, associées à la haute luminosité, ne peuvent s'expliquer que par l'accrétion de trous noirs supermassifs à la limite d’Eddington. Les noyaux intrinsèques étroits des raies impliquent des masses de trous noirs comprises entre 100 000 et 10 millions M⊙, ce qui est 100 fois inférieur aux estimations précédentes.

Il s'agit donc des trous noirs supermassifs de masse la plus faible connus à haut redshift. Et cela suggère donc l'existence d'une population de jeunes trous noirs supermassifs. Ils sont enveloppés dans un cocon dense de gaz ionisé produisant de larges raies. L'émission nébulaire provenant de ce cocon domine le spectre optique, expliquant la plupart des caractéristiques spectrales des LRD, y compris la faible émission radio et rayons X, d’après les chercheurs.

C'est ce rayonnement du disque d’accrétion vu à travers le cocon qui donne aux petits points rouges leur couleur rouge unique. Le cocon gazeux à haute densité retraite essentiellement tout le rayonnement du continuum de Lyman provenant de la source centrale, ce qui se traduit par des profondeurs optiques de la raie Lyman extrêmement élevées qui provoquent l'absorption dans les centres de certaines raies de Balmer. La majeure partie du flux ionisant provenant du voisinage proche du trou noir supermassif est donc émise par recombinaison, ce qui implique que l'émission de gaz nébulaire doit être la composante principale des spectres optiques et proche IR de ces sources, donnant lieu aux raies d'émission et aux continuums de Balmer, Paschen et He I, ainsi qu'aux continuums qui déterminent la forme spectrale.

Rusakov et ses collaborateurs notent également que les raies larges sont très symétriques dans tous les cas qu’ils ont enregistrés, contrairement aux quasars de type 1 qui présentent des asymétries des raies de Balmer dans jusqu'à un quart des cas, et que les profondeurs optiques déduites de la diffusion des électrons sont toutes proches de 1. Pour les auteurs, cela suggère trois choses :

(1) Il pourrait exister une population encore plus fortement obscurcie, supprimant l'émission de raies en raison de l'auto-absorption;

(2) La distribution du gaz est proche de la forme sphérique, sans grand angle d'ouverture, sinon la lumière s'échapperait préférentiellement le long des lignes de visée à plus faible densité de colonne et moins de diffusion. L'interprétation la plus évidente de ces faits est que le milieu de diffusion et le milieu d’émission sont plus ou moins le même matériau (quasi sphérique) qui émet et diffuse les raies larges dans ses régions internes.

Avec une densité radiale décroissante, les régions internes produisent beaucoup plus de flux que les régions externes, qui fournissent la majeure partie de l'opacité de diffusion. Cela est possible sans invoquer un rapport raie étroite/raie élargie extrême, comme cela a été récemment suggéré. L'absence de lignes de visée à faible densité de colonne peut s'expliquer par la faible métallicité des AGN à grand redshift, qui peut entraver un refroidissement efficace et donc conduire à un cocon de gaz ionisé plus lisse ;

(3) La physique de la recombinaison peut s'écarter du scénario standard en raison de profondeurs optiques Lyman très élevées, de sorte que des rapports Hα/Hβ élevés n'impliquent pas nécessairement une extinction de la poussière.

Une autre énigme de ces sources était leur faible taux d'accrétion déduit. Les premiers stades de la croissance des trous noirs nécessitent des taux d'accrétion élevés sur de longues périodes pour croître rapidement. Les masses de trous noirs plus faibles qui sont déduites ici résolvent cette énigme. Rusakov et al. calculent un rapport d'Eddington moyen proche de l'unité pour leurs sources notées de A à L, à l'exclusion des objets B et G, en supposant que la raie Hα représente quelques pourcents de la luminosité bolométrique. Comme leur échantillon est susceptible d'être biaisé en faveur des systèmes plus lumineux, ils notent que la majeure partie de la population pourrait se situer dans le régime des trous noirs de masse intermédiaire, avec des taux d'accrétion plus faibles et/ou une extinction de poussière plus importante.

Tous ces éléments permettent d'apporter une réponse à l'énigme des LRD/objets compacts à raies larges qui ont été découverts avec le télescope Webb. Il s'agit intrinsèquement de noyaux galactiques actifs à raies étroites, c'est-à-dire de jeunes trous noirs supermassifs de faible masse (de 10⁵ à 10⁷ M_⊙) en phase d'accrétion d'Eddington, et qui sont enfouis dans un épais cocon de gaz. Leurs taux d'accrétion élevés produisent d'abondantes émissions UV qui ionisent leur cocon de gaz et, en même temps, refroidissent et affaiblissent efficacement la couronne, supprimant ainsi leurs rayons X durs. Le gaz ionisé empêche la fuite des ondes radio et des rayons X, tout en retraitant la quasi-totalité du rayonnement Lyman en émission optique nébulaire, produisant les raies de Balmer élargies et les ruptures de continuum qui caractérisent le spectre classique en forme de V. Ce cocon de gaz ionisé à faible métallicité ne s'agglutine pas efficacement et présente une distribution régulière laissant peu de lignes de visée optiquement minces. La distribution des densités de colonne d'électrons et l'absence d'une population similaire d'AGN de faible masse et à forte accrétion suggèrent que nous observons peut-être la croissance globale des trous noirs supermassifs dans la phase où ils sont entourés d'une enveloppe gazeuse dense quasi sphérique, avant que les effets de la métallicité et les vents efficaces n'aient nettoyé leurs régions polaires et ouvert le cocon. La chrysalide donnant alors naissance au papillon quasar…

Source

Little red dots as young supermassive black holes in dense ionized cocoons

V. Rusakov, et al.

Nature volume 649, (14 january 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-025-09900-4

Illustrations

1. Exemple de Little Red Dots imagées par le télescope Webb (NASA JWST/Darach Watson)

2. Couverture de Nature cette semaine

3. Vadim Rusakov

Découverte d'un probable mini-halo de matière noire atypique

Récemment, un objet d'un million de masses solaires a été découvert, associé à un arc gravitationnel étendu et extrêmement fin. Une équipe d'astrophysiciens vient d'effectuer des tests approfondis de diverses hypothèses concernant le profil de densité de masse de cet objet. Il serait composé d'un trou noir central de l'ordre de 1 million de masses solaires entouré d'une distribution de matière noire qui serait tronquée brusquement à un rayon de 139 pc, une structure qui ne ressemble à aucun objet astronomique connu et qui challenge les modèles "classiques" de matière noire froide. L'étude est parue dans Nature Astronomy.

La matière noire représente 85 % de la matière cosmique, mais sa nature demeure inconnue. Le modèle de la matière noire froide (CDM), selon lequel la matière noire est constituée de particules élémentaires massives, non relativistes et sans collisions (sans interactions entre elles), concorde avec de nombreuses observations astrophysiques. Mais il reste largement inexploré à l'échelle subgalactique. Ce modèle prédit notamment que la structure cosmique s'est formée par un processus hiérarchique ascendant. De ce fait, on s'attend à l'existence d'une population importante de halos de matière noire de faible masse (jusqu'à des échelles de masse planétaire). Ces petites structures existeraient à ​​la fois sous forme de sous-halos au sein des halos de galaxies et d'amas massifs et dans le champ cosmique, avec des fonctions de masse et des profils de densité de masse bien caractérisés par de nombreuses simulations numériques. Mesurer le profil de densité et la concentration de masse des halos de matière noire est un test crucial du paradigme standard de la matière noire froide. Ces objets sont difficiles à caractériser, mais ils peuvent être étudiés par lentille gravitationnelle. 

Les modifications du modèle CDM dans lesquelles les particules de matière noire possèdent une vitesse non négligeable aux premiers instants (c’est-à-dire ce qu'on appelle la matière noire chaude, WDM) permettent de prédire un nombre considérablement plus réduit de halos de faible masse, dont les profils de densité de masse sont nettement moins concentrés. Et la réduction du nombre de halos et de leur concentration est directement liée à la masse des particules WDM.

Une autre matière noire a aussi été théorisée depuis de nombreuses années : la matière noire auto-interagissante (SIDM), dans laquelle les particules (inconnues) interagiraient à la fois par la gravité et par d'autres forces, et pourrait ainsi redistribuer l'énergie et la quantité de mouvement au sein des halos, ce qui modifierait leur distribution et créerait des profils de densité plus diversifiés que dans le modèle CDM. Si la section efficace (probabilité) d'auto-interaction est suffisamment élevée, les halos peuvent évoluer vers un profil de densité très concentré en leur centre. Ces objets se forment par un processus de contraction incontrôlée, connu sous le nom d'effondrement du cœur. Ces halos de SIDM peuvent alors être considérablement plus concentrés en leur centre que les halos CDM de même masse. L'effondrement du cœur, dans ce cas, conduit rapidement à la formation d'un trou noir central qui, contrairement aux modèles CDM, ne dépend pas de processus baryoniques complexes et incertains. Par conséquent, la mesure directe du nombre et du profil de densité des halos de matière noire de faible masse (inférieure à 100 millions M⊙) peut permettre de distinguer avec précision les différents modèles de matière noire. Ces objets sont supposés être dominés par la matière noire, et la plupart devraient être totalement sombres. Ils ne peuvent donc être étudiés qu'à l'aide d'une sonde gravitationnelle, telle que le phénomène de lentille gravitationnelle forte.

Le système JVAS B1938+666 comprend une galaxie elliptique massive à un décalage vers le rouge z  = 0,881 qui, par effet de lentille gravitationnelle, dévie une puissante radiosource à un décalage vers le rouge z  = 2,059. Aux longueurs d'onde du proche infrarouge (2,1 μm, dans le référentiel de l'observateur), la galaxie hôte de la radiosource forme un anneau d'Einstein presque complet, au centre duquel un objet sombre de (190 ± 10) millions M⊙ a été détecté grâce à son effet de lentille gravitationnelle. La radiosource qui a été observée à 1,7 GHz (référentiel d'observation) grâce au réseau mondial d'interférométrie à très longue base (VLBI), révéle un arc gravitationnel spectaculaire et très fin qui s'étend sur environ 200 ms d'arc avec une largeur de quelques millisecondes d'arc au maximum. Cet arc est nettement séparé de l'anneau d'Einstein infrarouge sur la voûte céleste.

C'est il y a quelques mois, que Powell et al. ont effectué une analyse d'imagerie gravitationnelle des données à 1,7 GHz, et ont détecté (à 26 σ !) les effets gravitationnels d'un perturbateur dans la lentille gravitationnelle sans contrepartie lumineuse évidente dans les données d'optique adaptative du télescope Keck en proche infrarouge. La masse de l'objet sans contrepartie visible à été estimée à environ 1 million de masses solaires, en supposant qu'il se situe à l'intérieur de la galaxie lentille. Précisons que l’« imagerie gravitationnelle » désigne la technique de modélisation des lentilles gravitationnelles dans laquelle les halos de faible masse sont « imagés » sous forme de corrections pixellisées régularisées du potentiel de lentille. Ce concept a été introduit par Koopmans en 2005. 

Simona Vegetti (Max Planck Institut für Astrophysik) et ses collaborateurs ont cherché à mieux caractériser cet objet sombre massif source perturbatrice de la lentille gravitationnelle, notamment pour savoir si il ne s'agirait pas d'un petit halo de matière noire. 

Les chercheurs ont testé et comparé une grande variété de modèles paramétriques différents pour son profil de densité de masse et son décalage vers le rouge en utilisant l'évidence bayésienne logarithmique (c’est-à-dire le logarithme népérien de la probabilité d’un modèle étant donné les données). Les modèles ont été choisis pour couvrir les candidats les plus probables quant à la nature de cet objet de masse exceptionnellement faible pour une source de lentille gravitationnelle : un noyau compact ou un trou noir, décrit par une masse ponctuelle ; un amas globulaire, décrit par un profil de King ou de Plummer ; un halo ou sous-halo de matière noire, décrit par un profil de Navarro-Frenk-White (NFW) conventionnel, un profil isotherme singulier tronqué ou un profil en loi de puissance brisée ; et enfin une galaxie naine ultra-compacte, décrite par un profil de Sérsic.

Vegetti et ses collègues ont considéré des modèles composites qui superposent une composante centrale non résolue (un trou noir ou un noyau compact) à une composante étendue. Et ils ont aussi comparé des modèles avec le perturbateur à l’intérieur de la lentille (à un décalage vers le rouge de 0,881) avec des modèles où il se trouve à un décalage vers le rouge inconnu le long de la ligne de visée.

Au total, ils ont testé 23 modèles différents. Le modèle présentant le meilleur ajustement à ce qui est observé décrit un objet au décalage vers le rouge de la lentille principale, composé d'une masse ponctuelle et d'un disque uniforme vu de face. Les chercheurs notent que ce modèle présente une coupure nette de la densité surfacique à la limite de 139 pc de rayon, ce qui est difficile à concilier avec les profils des systèmes astrophysiques connus. Cela peut refléter une certaine inadéquation du modèle de lentille principal à ces petites échelles, ou bien un effet de ligne de visée non modélisé qui modifie la brillance de surface de l'arc radio à des échelles supérieures à celle du perturbateur de faible masse. 

L'explication la plus plausible selon eux est celle d'un disque de densité surfacique uniforme, vu de face, de rayon extérieur R  = 139 ± 4 pc, centré sur une composante non résolue contenant 19 % de la masse totale, soit 1,8 ± 0,1 × 10⁶ M⊙ . L' objet central pourrait être un trou noir ou un amas stellaire nucléaire. Dans les modèles CDM et WDM, la formation d'un trou noir au centre des galaxies résulte de processus baryoniques complexes et incertains. 

Dans le régime de masse de la détection, on s'attend à ce que les halos soient dépourvus d'étoiles et bien décrits par un profil NFW unique. Un halo entièrement sombre, présentant des propriétés compatibles avec le modèle d'ajustement optimal, semble donc extrêmement improbable dans les modèles CDM et WDM. Cependant, pour des sections efficaces d'interaction judicieusement choisies, cela pourrait être envisageable dans les modèles de matière noire SIDM, où l'effondrement du cœur peut conduire à la formation de trous noirs au centre des halos de matière noire (comme l'avaient montré Turner et al. en 2021). 

Vegetti et ses collaborateurs ont néanmoins cherché des solutions alternatives plus conventionnelles. 

Tout d'abord, il pourrait s'agir d'une galaxie ultracompacte possédant un trou noir supermassif central ou un amas stellaire nucléaire. Ces galaxies constituent une classe distincte de petits systèmes stellaires denses, dont la masse se situe entre celle des amas globulaires et celle des galaxies naines classiques. Découvertes initialement dans des amas de galaxies proches tels que Fornax et Virgo, elles comptent parmi les galaxies les plus denses connues à ce jour. On pense que les galaxies ultracompactes se forment de diverses manières, notamment par arrachement de matière des galaxies naines dans des environnements denses. Le modèle optimal des chercheurs présente ici une taille et une masse globales compatibles avec celles des galaxies ultracompactes connues et des amas stellaires nucléaires locaux, mais leur distribution radiale de la lumière est nettement plus concentrée au centre que la densité surfacique de masse uniforme qui est privilégiée ici.

JVAS B1938+666 est le troisième objet massif à avoir été imagé individuellement par la gravité à ce jour. Or, ces trois détections présentent des propriétés qui, à différents niveaux statistiques, apparaissent inhabituelles comparées aux halos dominés par la matière noire dans les paradigmes CDM et WDM. L'analyse de Vegetti et ses collaborateurs, combinée à celles des détections précédentes, suggère que si des observations plus profondes confirment que ces objets sont dominés par la matière noire plutôt que par les étoiles, comme c'est le cas pour les galaxies ultracompactes et les amas stellaires nucléaires, alors la matière noire ne peut pas être sans collisions, elle doit interagir avec elle même, a minima. Par conséquent, ces résultats d'aujourd'hui pourraient avoir des implications importantes pour la nature de la matière noire et le modèle cosmologique standard.

Cependant, des travaux numériques et théoriques supplémentaires sont nécessaires pour obtenir des prédictions robustes à partir des modèles SIDM aux échelles spatiales et aux phases d'évolution pertinentes. Il faudra surtout vérifier que les trois détections peuvent être expliquées de manière cohérente par les mêmes paramètres de SIDM, en premier lieu la section efficace d'auto-interaction.

Source

A possible challenge for cold and warm dark matter

Simona Vegetti et al.

Nature Astronomy (5 january 2026)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02746-w

Illustration

1. Image de  la lentille gravitationnelle JVAS B1938+666. L'objet perturbateur objet de cette étude est désigné par la lettre 𝛎

2. Simona Vegetti

Deux noyaux instables réécrivent les sursauts de rayons X des étoiles à neutrons

Des physiciens de l'Institut de Physique Moderne de l'Académie chinoise des sciences (CAS) ont mesuré directement les masses de deux noyaux atomiques extrêmement instables, le phosphore-26 et le soufre-27 (demi-vies de 43 ms et 15 ms respectivement). Ces mesures de haute précision fournissent des données essentielles au calcul des taux de réactions nucléaires lors des sursauts de rayons X des étoiles à neutrons. Cela permet de mieux comprendre comment les éléments chimiques sont créés dans certains des environnements les plus extrêmes de l'univers. Les résultats de l'étude ont été publiés dans The Astrophysical Journal.

Les sursauts de rayons X de type I sont produits par des explosions thermonucléaires intenses et récurrentes qui sont observées dans toute la galaxie. Ils se produisent généralement dans les systèmes binaires X de faible masse, où une étoile à neutrons dense attire la matière d'une étoile compagne proche. 

L'étoile à neutrons accrète de la matière riche en hydrogène et en hélium provenant de l'étoile donneuse, formant une couche d'accrétion à sa surface. Lorsque la température et la densité de cette couche atteignent certains seuils, une réaction thermonucléaire s'emballe, déclenchant les sursauts de rayons X. Les résidus de la combustion nucléaire restent à la surface et contribuent à la composition chimique de la surface de l'étoile à neutrons, comme l'ont montré Z. Meisel et al. en 2018. Lors des sursauts de rayons X, une série de réactions (p,γ) rapides se produisent, au cours desquelles un nucléide de nombre de masse A  − 1 et de numéro atomique Z  − 1 capture un proton pour former le nucléide ( A , Z ), avec émission de rayons γ. On l'appelle le processus rp. Le facteur Q de cette réaction de capture de proton est égal à l'énergie de séparation du proton du noyau produit, déterminée par la différence de masse des nucléides impliqués : Sp =  M (A-1,  Z-1) +  M (p) −  M (A, Z). Une énergie de séparation du proton faible, voire négative, caractérise les noyaux faiblement liés impliqués dans les réactions (p,γ). Par conséquent, les processus de photodésintégration intenses établissent un équilibre dynamique (p,γ) - (γ,p) entre les isotones. Par exemple, dans des conditions d'équilibre, le rapport d'abondance entre ²⁶P et ²⁷S dépend exponentiellement de Sp et de la température T.

La vitesse de ces réactions et les voies nucléaires prédominantes dépendent donc fortement des masses exactes des noyaux impliqués. De nombreux noyaux impliqués dans le processus rp se situent à proximité de la limite de stabilité protonique, ce qui signifie qu'ils sont extrêmement instables et se désintègrent très rapidement. Du fait de leur courte durée de vie, leurs masses ont souvent été mal connues, voire jamais mesurées. Ce manque de données a rendu difficile la modélisation précise des réactions nucléaires lors des sursauts de rayons X de ce type.

Les physiciens débattent depuis des années de l'importance d'une voie réactionnelle impliquant le phosphore-26 et le soufre-27 dans le processus rp. Cette incertitude provient principalement de mesures de masse manquantes ou imprécises pour ces noyaux. C'est pour résoudre ce problème que l'équipe de Z. Chen a cherché a mesurer directement la masse du phosphore-26 et du soufre-27 par spectrométrie de masse isochrone à rigidité magnétique. Les expériences ont été réalisées sur l'anneau de stockage du Centre de recherche sur les ions lourds de Lanzhou (HIRFL-CSR).

Les excès de masse qu'ils ont déterminés valent 17 437 keV pour le ²⁷S et à 10 997 keV pour le ²⁶P. Ces valeurs donnent une énergie de séparation du proton de 849 ± 26 keV pour le ²⁷S, soit une précision huit fois supérieure à la valeur précédente de 581 ±214 keV. Les mesures révèlent que l'énergie de séparation des protons du soufre-27 est supérieure de 129 à 267 keV aux estimations précédentes. 

À partir de ces valeurs de masse mises à jour, les chercheurs ont pu recalculer le déroulement des réactions nucléaires lors des sursauts de rayons X à la surface des étoiles à neutrons. Chen et ses collaborateurs ont évalué le taux de réaction thermonucléaire ²⁶P(p,γ)²⁷S dans des conditions de sursaut de rayons X. Ce taux est amélioré dans la gamme de températures de 0,4 à 2 GK, atteignant jusqu'à cinq fois le taux précédent à 1 GK. L'incertitude sur le taux de réaction inverse ²⁷S (γ,p) ²⁶P est quant à elle considérablement réduite grâce aux nouveaux résultats de masse de haute précision, passant de plus de dix ordres de grandeur à moins d'un.

De ce fait, les modèles prévoient une plus grande abondance de soufre-27 par rapport au phosphore-26, ce qui indique que la matière nucléaire s'écoule plus efficacement vers le soufre-27 lors de ces explosions stellaires. Ainsi, ces résultats de masse de haute précision et le nouveau taux de réaction correspondant fournissent des données plus fiables pour les réseaux de réactions astrophysiques. Ils résolvent les incertitudes dans les voies de nucléosynthèse au sein de la région phosphore-soufre des sursauts de rayons X.

Théoriquement, le ²⁶P est produit à partir de ²⁵Si par une réaction de capture de proton radiative (p,γ), et le ²⁷S se désintègre quant à lui en ²⁷P par émission béta+, ce qui permet de produire indirectement du ²⁷P à partir du ²⁵Si. Mais la structure résonante du ²⁷S demeure la principale incertitude, faute de données expérimentales. Chen et ses collaborateurs recommandent donc en conclusion que de futures mesures spectroscopiques de haute précision soient effectuées sur le ²⁷S afin d'encore mieux contraindre les modèles théoriques des sursauts de rayons X.

Source

Precision Mass Measurement of 26P and 27S and Their Impact on the 26P(p,γ)27S Reaction in Stellar X-Ray Bursts

Z. Y. Chen, et al.

The Astrophysical Journal, Volume 994, Number 2 (1 december 2025)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae1470

Illustration

Vue d'artiste d'un sursaut X d'une étoile à neutrons (Chutterstock).

Nouvelle estimation de l'épaisseur de la croûte de glace d'Europe

Une équipe de chercheurs vient de caractériser l'épaisseur de la glace et la structure du sous-sol d'Europe (lune de Jupiter) grâce au radiomètre micro-ondes de la sonde Juno. Alors qu'on estimait auparavant que cette croute de glace surplombant un océan liquide faisait entre 3 km et 30 km, la valeur trouvée aujourd'hui est dans la fourchette haute : 29 ± 10 km, mais il y aurait des fissures de plusieurs centaines de mètres de profondeur. L'étude est publiée dans Nature Astronomy.

Europe, est aujourd'hui l'une des cibles prioritaires de l'astrobiologie dans le système solaire, du fait de l'existence avérée de son océan liquide salé et de sa relative proximité de la Terre. Les observations de la sonde Galileo avaient révélé de vastes zones de fragmentation de la glace (un terrain chaotique), suggérant la présence de fissures, failles, pores ou bulles sous la surface. Si elles persistent, ces fissures pourraient favoriser l'habitabilité en facilitant le transport de nutriments entre la surface et l'océan. 

Steven Levin (JPL, NASA) et ses collaborateurs ont étudié la surface et la subsurface d'Europe avec la sonde Juno qui orbite toujours avec panache la grande Jupiter en survolant de temps à autre ses satellites les plus intéressants comme Io, Ganymède ou Europe. 

La sonde Juno est en orbite polaire autour de Jupiter depuis 2016, stabilisée par rotation sur elle-même à une vitesse de 2 tours par minute. Le 29 septembre 2022, elle a survolé Europe à une altitude de 360 ​​km. Europe est une cible prioritaire pour les planétologues depuis plus de 40 ans, l'intérêt pour sa potentielle habitabilité s'étant considérablement accru lorsque les mesures de la sonde Galileo ont révélé la présence d'un océan d'eau salée et conductrice sous la croûte de glace, ainsi que des fractures dans la glace de surface. Lors du survol d'Europe par Juno, son radiomètre micro-ondes (MWR), conçu initialement pour observer l'atmosphère profonde de Jupiter, a fourni des mesures spatialement résolues des températures de brillance à différentes profondeurs de la croûte de glace d'Europe.

MWR est un ensemble de six radiomètres fonctionnant à 0,6 GHz, 1,2 GHz, 2,6 GHz, 5,2 GHz, 10 GHz et 22 GHz. Lors du survol d'Europe, MWR a permis de cartographier les émissions thermiques émanant de la croûte de glace à des profondeurs allant de quelques mètres (à 22 GHz) à plusieurs kilomètres (à 0,6 GHz). Ces observations de la température de la glace en fonction de la profondeur mettent en évidence une diffusion dépendant de la fréquence au sein de la glace et contraignent ainsi l'épaisseur de la croûte de glace ainsi que la taille et la profondeur des sources des réflexions observées.

L'ensemble de données comprend 129 mesures dans chacun des six canaux de MWR, obtenues à partir de quatre rotations consécutives de la sonde. Les six cartes MWR obtenues couvrent les latitudes d'environ 10° S à environ 30° N et les longitudes de 60° O à 40° E. MWR a mesuré la température avec une précision absolue supérieure à 2 %. 

Les observations infrarouges indiquent par ailleurs que la région observée à la surface d'Europe présente des températures comprises entre 90 K et 110 K environ, avec une variation diurne d'environ 20 K. Bien que la surface d'Europe soit principalement composée de glace d'eau, on y trouve des traces de sels et d'autres matériaux non glacés, peut-être des composés soufrés, de la glace de CO2, et peut-être des molécules organiques ou des matériaux rocheux. La morphologie de surface et les mesures du champ magnétique suggèrent la présence d'un océan souterrain. Avant Juno, les estimations de l'épaisseur de la calotte glaciaire étaient imprécises, oscillant entre 3 km et 45 km environ. 

La présence d'un océan d'eau sous la calotte glaciaire impose une contrainte sur le gradient de température vertical (l'interface océan-glace doit être à environ 270 K). Une couche de glace convective pourrait exister entre l'océan et la croûte de glace conductrice. Les mesures du gradient de température vertical permettent d'estimer l'épaisseur de la partie conductrice de la croûte de glace, une éventuelle couche convective s'ajoutant à l'épaisseur totale. On suppose en outre qu'une couche de régolithe de glace, d'une profondeur variant de quelques mètres à un kilomètre, contient des fractures et des cavités pouvant atteindre 75 cm de diamètre. L'épaisseur de la croûte de glace et la nature du régolithe limitent les possibilités de communication entre la surface et l'océan, influençant les théories sur l'habitabilité d'Europe .

L'analyse de Levin et ses collaborateurs révèle la présence d'une couche de glace conductrice d'une épaisseur de 29 ± 10 km, en supposant une glace d'eau pure et l'absence de couche de glace convective. L'estimation de l'épaisseur de cette couche dépend crucialement du gradient thermique induit par les différences mesurées entre les canaux à 0,6 GHz et 1,2 GHz. Les impuretés présentes dans la glace, telles que les sels ou d'autres substances, augmenteraient l'opacité aux micro-ondes, réduisant potentiellement la profondeur sondée par tous les canaux et, par conséquent, la différence de profondeur entre les canaux à 0,6 GHz et 1,2 GHz, avec un effet approximativement proportionnel sur l'estimation de l'épaisseur de la couche de glace.

Afin de déterminer l'importance de ce phénomène, les chercheurs utilisent la théorie du milieu effectif pour estimer l'effet de la salinité sous forme d'inclusions et, alternativement, ils estiment l'effet du sel dissous dans le réseau cristallin de la glace en ajustant la partie imaginaire de la constante diélectrique pour tenir compte de la contribution du chlore à la conductivité. Une glace marine présentant une salinité de 60 μM Cl⁻ ( environ 2,3 mg kg⁻¹ ) , comme suggéré par Blankenship et al., n'a que très peu d'effet sur l'analyse de Levin et ses collègues. Une salinité de la calotte glaciaire de 15 mg kg⁻¹ , qui avait été estimée par Steinbrugge et al. , si elle était globale, réduirait la profondeur de sondage à 0,6 GHz d'environ 17 % (soit environ 5 km) si les ions sont dissous dans le réseau cristallin de la glace, ou d'environ 4 % s'ils sont présents sous forme d'inclusions. Levin et ses collaborateurs précisent que des niveaux de salinité plus élevés, ainsi qu'une dépendance de leur effet sur l'opacité à la température, pourraient avoir un impact plus important, bien que certains sels de sulfate hydratés aient peu d'effet sur l'atténuation des micro- ondes.

Pour affecter les basses fréquences et diminuer l'estimation de l'épaisseur de la couche de glace conductrice, les impuretés devraient être suffisamment répandues pour impacter la majeure partie des données MWR et suffisamment profondes pour modifier sensiblement la contribution du canal à 0,6 GHz. La modélisation présentée ici, qui suppose une glace pure, prédit une contribution de 50 % au canal à 0,6 GHz à 14 km de profondeur. Les impuretés induisant une dépendance différente à la température de la glace modifieraient également la concordance entre les données et le modèle en changeant la pente modélisée. Une analyse plus poussée de cet effet pourrait permettre de mieux contraindre le degré d'impuretés et, par conséquent, les propriétés de la couche de glace.

En tous cas, l'estimation de l'épaisseur de la croûte de glace d'Europe se situe dans la partie supérieure des estimations publiées précédemment, mais elle reste physiquement plausible. Le flux de chaleur dans le modèle de Levin et al., correspondant à une croûte conductrice de 19 à 39 km d'épaisseur, varie de 15 mW m-2 à 35 mW m-2. Ce flux de chaleur est supérieur à celui attendu pour une contribution radiogénique chondritique seule (~10 mW m-2) et il est cohérent avec les estimations prenant en compte le chauffage par effet de marée dans la croûte de glace d'Europe.

Les modèles de dissipation des marées prévoient également des variations importantes de l'épaisseur de la croûte de glace en fonction de la latitude et de la longitude, des variations que le modèle de Levin et al. ne prend pas en compte. Mais aucune preuve topographique isostatique n'a confirmé cette variation d'épaisseur prédite, et il a été avancé que le transport de chaleur océanique pourrait quasiment éliminer ces variations d'épaisseur de la croûte sur Europe.

Les planétologues constatent également que le régolithe présente une distribution de diffuseurs dont la densité diminue avec la puissance quatrième de la taille des pores et avec une hauteur d'échelle d'environ 220 m. Ils interprètent ces centres diffuseurs comme des pores dans la glace, mais ils n'excluent pas la possibilité qu'il s'agisse de fissures ou d'inclusions salines, qui donneraient des résultats similaires. Si la glace est suffisamment impure pour être sensiblement plus opaque que la glace pure, alors la distribution verticale des diffuseurs doit être moins profonde. La variation latérale des diffuseurs s'étend sur au moins quelques mètres de profondeur, mais n'est pas observée dans les canaux les plus profonds.

Pour les chercheurs, en raison de leur faible fraction volumique, de leur faible profondeur par rapport à celle de l'océan et de leur petite taille, les pores, vides ou fractures mis en évidence par ces résultats ne constitueraient probablement pas, à eux seuls, une voie d'apport de nutriments à l'océan ni un moyen de communication entre l'océan et la surface.

Les données exploitées ici n'excluent pas d'autres sources liées aux régions actives ou aux impacts sur Europe, ni la possibilité que les pores les plus fins, indétectables par les fréquences de sondage les plus profondes de MWR, ne décroissent pas de façon exponentielle mais se prolongent en profondeur. Pour conclure, les chercheurs rappellent que ces résultats se limitent aux terrains observés et qu'une cartographie plus poussée de la surface d'Europe par radiométrie ou radar pourrait révéler des régions où la couche de glace est plus mince ou plus épaisse, ou encore présenter des variations de régolithe non observées.

Source

Europa’s ice thickness and subsurface structure characterized by the Juno microwave radiometer

S. M. Levin et al.

Nature Astronomy (17 december 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02718-0

Illustrations

1. Europe imagée par Juno lors de son survol du 29 septembre 2022 (NASA)

2. Données MWR pour chaque canal de fréquence, superposées sur une carte d'Europe (Levin et al.)

2. Steven Levin 

Après la supernova, après la kilonova : la superkilonova.

Le 18 août 2025, la collaboration LIGO–Virgo–KAGRA a détecté des ondes gravitationnelles issues de la fusion d'un système binaire d'étoiles à neutrons en dessous du seuil de masse classique. Au moins une des étoiles à neutrons avait une masse inférieure à celle du Soleil. Le Zwicky Transient Facility a cartographié la localisation approximative de cet événement et a découvert une source transitoire coïncidant spatialement et temporellement avec le déclenchement des ondes gravitationnelles. La première semaine de suivi a révélé des propriétés similaires à celles d'une kilonova de type GW170817. Mais les suivis ultérieurs suggèrent des propriétés plus proches de celles d'une jeune supernova de type IIb à enveloppe dépouillée. Une analyse approfondie montre qu'il pourrait s'agir en fait des deux, dans un nouveau processus qu'on appelle une superkilonova... L'étude est parue dans The Astrophysical Journal Letters.

Rappelons que le phénomène de kilonova est associé à la fusion de deux étoiles à neutrons, qui produit une explosion riche en création d'éléments lourds. Et une étoile à neutron est le résidu d'une supernova à effondrement de coeur (de type II). Mais il existe aussi des modèles théoriques qui prédisent que dans certaines conditions, une étoile massive qui s'effondre gravitationnellement peut former non pas une étoile à neutrons, mais deux, ou plus! Il faut pour cela que l'étoile massive soit en rotation très rapide. Il existe deux variantes : soit un disque d'accrétion se forme juste avant l'explosion proprement dite à cause de la grande vitesse de rotation et se fragmente jusqu'à former une ou plusieurs petites étoiles à neutrons, ou bien le coeur de l'étoile massive fissionne sous l'effet de la rotation lors de l'effondrement, formant deux étoiles à neutrons au lieu d'une dans la supernova. Le résultat est le même : à l'issue de la supernova, il reste au moins deux étoiles à neutrons très proches l'une de l'autre qui se tournent autour l'une de l'autre à grande vitesse et se rapprochent très vite. On connaît la suite, elle devraient très vite fusionner et donc produire une kilonova, en plus de la supernova qui a eu lieu quelques heures auparavant. Un tel phénomène a été envisagé théoriquement, mais n'a jamais observé.

Mansi  Kasliwal (Caltech) et ses collaborateurs sont parvenus à cette conclusion pour AT2025ulz qui a été détecté le 18 aout, quelques heures après l'alerte donnée par les détecteurs d'ondes gravitationnelles. Le Zwicky Transient Facility (ZTF), une caméra installée à l'observatoire Palomar, a été le premier à localiser un objet rouge s'estompant rapidement, situé à 1,3 milliard d'années-lumière et localisé dans la même région que la source d'ondes gravitationnelles S250818k. L'événement, initialement nommé ZTF 25abjmnps, a ensuite été renommé AT2025ulz par le serveur de noms de phénomènes transitoires de l'Union astronomique internationale. Une douzaine d'autres télescopes ont été braqué  sur la cible pour en apprendre davantage, notamment l'observatoire Keck à Hawaï, le télescope Fraunhofer de l'observatoire Wendelstein en Allemagne, et un ensemble de télescopes à travers le monde du programme GROWTH (Global Relay of Observatories Watching Transients Happen), dirigé par Kasliwal.

Les observations ont confirmé que l'éruption lumineuse s'était rapidement estompée et avait émis une lueur rouge, tout comme GW170817 huit ans auparavant. Dans le cas de la kilonova emblématique GW170817, les couleurs rouges provenaient d'éléments lourds comme l'or créés lors de la fusion par les flux intense de neutrons. Ces atomes possèdent davantage de niveaux d'énergie électronique que les éléments plus légers, bloquant ainsi la lumière bleue tout en laissant passer la lumière rouge.

Puis, quelques jours après l'explosion, AT2025ulz a recommencé à briller, cette fois avec une teinte plus bleue et a révélé la présence d'hydrogène dans son spectre – autant de signes d'une supernova et non d'une kilonova (plus précisément d'une supernova à effondrement de cœur et enveloppe dépouillée). Mais on ne s'attend généralement pas à ce que les supernovas provenant de galaxies lointaines génèrent suffisamment d'ondes gravitationnelles pour être détectables par LIGO et Virgo, contrairement aux kilonovas.

Bien qu'AT2025ulz ne ressemble pas tout à fait à la kilonova classique GW170817, elle ne présente pas non plus les caractéristiques spectrales d'une supernova ordinaire. De plus, les données d'ondes gravitationnelles de LIGO-Virgo ont révélé qu'au moins une des étoiles à neutrons impliquées dans la fusion avait une masse inférieure à une masse solaire, suggérant ainsi que deux petites étoiles à neutrons auraient pu fusionner pour former une kilonova. Lors de l'éjection de métaux lourds, la kilonova aurait initialement émis une lueur rouge, observée par ZTF et d'autres télescopes. L'expansion des débris issus de l'explosion antérieure de la supernova aurait ensuite masqué la kilonova aux astronomes. 

En principe, des étoiles à neutrons stables peuvent exister et atteindre une masse aussi faible que 0,1 M⊙. Mais la formation d'une étoile à neutrons de masse inférieure à 1 masse solaire représente un défi majeur pour l'évolution stellaire. Des simulations détaillées de l'effondrement du cœur et de l'explosion en supernova d'étoiles massives (à rotation lente) prévoient une limite inférieure robuste à la masse d'une étoile à neutrons de 1,2 M⊙. Une limite inférieure similaire s'applique aux masses des étoiles à neutrons formées par l'effondrement, induit par accrétion, d'une naine blanche. La seule solution pour former une étoile à neutrons de masse inférieure à celle du Soleil est d'identifier un environnement riche en neutrons, car la masse de Chandrasekhar est proportionnelle au carré de la fraction d'électrons. Un tel environnement gravitationnel riche en neutrons est possible immédiatement après l'effondrement d'une étoile en rotation rapide.

La fission du coeur d'une étoile en effondrement en deux étoiles à neutrons au lieu d'une seule a été théorisé il y a 40 ans par Durisen & Tohline (1985), puis confirmé par Imshennik & Popov en 1998 et plus tard par Davies et al. (2002) puis Postnov et al. (2016). La condition nécessaire est une très grande vitesse de rotation de l'étoile massive. 

Par ailleurs, il a également été proposé que si l'enveloppe stellaire possède un moment angulaire suffisant, elle pourrait former initialement un disque de matière maintenu en suspension par la force centrifuge, plutôt que de s'accréter directement sur l'objet compact central. La production d'un disque d'accrétion massif et instable qui se fragmente puis s'effondre pour former une étoile à neutrons suite à un refroidissement par neutrinos incontrôlés ou à la dissociation de particules alpha a quant à elle été théorisée par Piro & E. Pfahl en 2007, puis par Metzger et al. en 2024 et encore récemment par Lerner et al. en 2025. Ce processus est qualitativement similaire au mécanisme proposé pour la formation de planètes dans les disques protoplanétaires ou d'étoiles dans les disques des noyaux actifs de galaxies. Et si le disque s'enrichit en neutrons, suite à la capture d'électrons par des protons, la limite inférieure de masse de Chandrasekhar pourrait permettre la formation d'étoiles à neutrons de masse inférieure à celle du Soleil comme l'ont montré Metzger et al. en 2024. Ce phénomène a récemment été illustré par Chen et Metzger (2025) à l'aide de simulations hydrodynamiques. Ces auteurs ont constaté que la fragmentation en un spectre d'objets de masse comprise entre  0,01 et 1 M⊙ est observée pour les disques à taux d'accrétion élevés. Si le disque se fragmente en plusieurs étoiles à neutrons, ces corps peuvent s'apparier en binaires serrées, soit par fission à partir d'un unique amas en effondrement, soit par friction due à l'entraînement des gaz . 

Si plusieurs étoiles à neutrons se forment par ce processus, la coalescence ultérieure de ces étoiles à neutron binaires, possiblement après un délai de quelques minutes à quelques heures suivant l'effondrement, constitue une source potentielle d'émission d'ondes gravitationnelles en quasi-coïncidence avec la supernova. Et si le disque se fragmente en une seule étoile à neutrons subsolaire, celle-ci fusionnera peu de temps après avec l'étoile à neutrons centrale (de masse ordinaire, issue de la supernova) ou le trou noir de faible masse créé par l'effondrement du coeur, créant ainsi un seul signal d'ondes gravitationnelles.

Mansi  Kasliwal et ses collaborateurs penchent plus vers la solution d'une telle fragmentation au sein du disque d'accrétion, plutôt que celle de la fission directe du coeur de l'étoile massive lors de la supernova. Selon eux, un indice fort est la faible masse de S250818k, déterminée par la méthode du chirp, qui laisse entrevoir la possibilité d'observer la fusion d'une ou deux étoiles à neutrons subsolaires, soit entre elles, soit avec l'objet compact central résiduel de l'explosion. Deuxièmement, la similarité de ZTF 25abjmnps avec les supernovas à enveloppe dépouillée suggère que l'étoile progénitrice a pu interagir dans un système binaire, ce qui lui aurait conféré un moment angulaire suffisant pour former un disque d'accrétion susceptible de se fragmenter lors de son effondrement. 

Ils précisent que les mécanismes d'accélération de la rotation des cœurs d'étoiles massives aux stades tardifs de leur évolution peuvent être divers et, dans certains cas, peuvent concerner des progénitrices contenant des quantités modérées d'hydrogène et d'hélium. Par exemple, une fusion stellaire survenant peu avant l'effondrement du cœur pourrait à la fois accélérer sa rotation et donner naissance à une supernova de type IIb. Troisièmement, selon les auteurs, l'évolution inhabituelle de la couleur pourrait indiquer le mélange d'une faible quantité d'éléments du processus r (nucléosynthèse par enrichissement rapide en neutrons), contribuant à l'opacité pendant un certain temps, jusqu'à ce que le nickel devienne dominant. Quatrièmement, les chercheurs mentionnent que l'environnement local de formation stellaire active de la galaxie hôte de ZTF 25abjmnps est un lieu propice à de tels événements d'effondrement de cœur.

L'étude de cette superkilonova candidate n'est pas finie. L'établissement d'une association plus solide entre le signal gravitationnel S250818k et le transitoire optique ZTF 25abjmnps nécessite une modélisation théorique plus détaillée et des observations tardives et sensibles. Le suivi tardif de la courbe de lumière pourrait notamment être comparé à l'échauffement qui est attendu par le nickel-56. La spectroscopie dans l'infrarouge (en particulier avec le télescope spatial James Webb) permettrait en outre de contraindre directement la composition des éjectas. La forte densité du milieu environnant dans les régions de formation stellaire active pourrait aussi faciliter les détections radio tardives. Des données radio et X supplémentaires permettraient de déterminer l'existence ou non d'une composante relativiste non thermique tardive.

Si le disque d'accrétion ou les fusions d'étoiles au sein du disque alimentent des jets relativistes, cela pourrait conférer une asymétrie à l'explosion de la supernova le long de l'axe de rotation et créer une rémanence non thermique si le jet parvient à traverser l'enveloppe éjectée de l'étoile. En revanche, une enveloppe plus large pourrait étouffer tout jet alimenté par accrétion, rendant les signatures du moteur central moins apparentes que dans les sursauts gamma traditionnels. Bien que des détections radio/X tardives corroborent cette hypothèse, leur absence ne l'exclut pas non plus... La preuve la plus convaincante de ce modèle serait sans doute la présence, dans la signature des ondes gravitationnelles, de signes de fusions multiples : par exemple, la fusion d'étoiles à neutrons subsolaires suivie de la fusion d'une étoile à neutrons avec un trou noir. Une telle double fusion n'est attendue dans le cadre du modèle de la superkilonova que si le disque d'accrétion s'est fragmenté pour former plusieurs étoiles à neutrons subsolaires. En revanche, elle n'est pas attendue si le cœur en effondrement s'est fissionné directement en deux étoiles à neutrons qui ont ensuite fusionné, ou si la fragmentation a formé une seule étoile à neutrons subsolaire qui a fusionné ensuite avec une étoile à neutrons centrale.

À l'avenir, de nombreuses méthodes permettront de vérifier la validité de cette potentielle signature de superkilonova. Grâce aux futurs interféromètres à ondes gravitationnelles plus sensibles, on devrait observer un nombre bien plus important de détections de fusions d'étoiles à neutrons binaires subsolaires, avec une signification statistique accrue et une meilleure localisation. Et puis la recherche d'une signature similaire à celle d'une supernova à enveloppe dépouillée et à effondrement de cœur devrait être aisée, même à des distances considérables, grâce à la prochaine génération de télescopes comme l'observatoire Vera Rubin, le télescope spatial Roman, ou le satellite UVEX.

Tout phénomène transitoire ressemblant à une jeune supernova à enveloppe dépouillée, coïncidant avec la fusion d'étoiles à neutrons subsolaires ou la fusion d'une étoile à neutrons et d'un trou noir, devrait en tous cas faire l'objet d'un suivi approfondi à toutes les longueurs d'onde. Une modélisation théorique plus détaillée des superkilonovas, notamment des prédictions de courbe de lumière et de spectre, permettrait aussi aux observateurs d'optimiser leurs observations de suivi. 

Lorsque GW170817 s'est produite à une distance relativement proche, la preuve de l'association multimessager était flagrante, la distinction entre une kilonova et une supernova étant alors très nette. Mais comme c'est le cas ici, les futurs événements multimessagers pourraient être différents de GW170817, et se produiront probablement beaucoup plus loin, en présentant des similitudes avec les supernovas. Aujourd'hui, nous avons l'opportunité de discerner une véritable « symphonie multimessager » : une supernova à effondrement de cœur, associé à une fusion d'étoiles à neutrons, voire deux fusions quasi simultanées pouvant impliqué également un trou noir : une superkilonova.

Source

ZTF25abjmnps (AT2025ulz) and S250818k: A Candidate Superkilonova from a Subthreshold Subsolar Gravitational-wave Trigger

Mansi Kasliwal et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 995, Number 2 (15 december 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae2000

Illustrations

1. Vue d'artiste du phénomène de superkilonova (Caltech/K. Miller and R. Hurt (IPAC))

2. Mansi  Kasliwal