Un fort biais d'âge des supernovas bouleverse le modèle cosmologique standard

Un article paru dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society met à nouveau de sérieux doutes sur la véracité du modèle cosmologique standard ΛCDM, quelques mois après les résultats de la collaboration DESI qui trouvait une constante cosmologique variable dans le temps. Cette fois-ci, il s'agit de la découverte d'un important biais existant dans la population de supernovas qui servent à mesurer l'expansion cosmologique : la luminosité des supernovas dépend de l'âge de leur étoile progénitrice ! Et ça change tout...

Cette étude porte sur les supernovas de type Ia. Déclenchées par des naines blanches binaires, ces supernovas se caractérisent par la présence de silicium dans leurs raies spectrales. Leurs courbes de luminosité, qui décrivent leur évolution au fil du temps, sont principalement dues à la désintégration radioactive du nickel-56 en cobalt-56 puis en fer-56. Le taux de désintégration radioactive étant constant pour chaque élément, les courbes de lumière des supernovas de type Ia peuvent servir de chandelles standard. Quel que soit le lieu d'observation, la comparaison de la luminosité observée avec la luminosité réelle permet de déterminer la distance de ces supernovas. Connaissant la distance et le redshift, on peut alors déterminer avec précision le taux d'expansion de l'univers et son évolution en fonction du temps cosmique, si cette expansion ralentit, est constante ou bien accélère. 

On sait depuis longtemps que la méthode des chandelles standard n'est pas exacte. Même si elle repose sur la désintégration radioactive, le rapport entre la luminosité maximale et la demi-largeur de la courbe de lumière présente des variations statistiques. Aujourd'hui, Junhyuk Son (université de Séoul) et ses collaborateurs révèlent l'existence d''une forte corrélation entre la luminosité maximale d'une supernova de type Ia et l'âge de sa galaxie hôte, avec des implications considérables sur l'histoire de l'expansion cosmique si on utilise ces supernovas, comme c'est le cas aujourd'hui.

Ce que les chercheurs montrent, c'est que plus la galaxie est jeune, plus la supernova qui y a explosé  a de chances d'être de faible luminosité. On peut déterminer l'âge d'une galaxie en observant le spectre complet de sa lumière, en exploitant le fait que les étoiles bleues brillantes meurent jeunes, et de petites naines rouges subsistent. Les nouvelles étoiles qui se forment contiennent aussi une plus grande quantité d'éléments lourds. Ainsi, la présence ou l'absence de certaines raies spectrales dans une galaxie nous renseigne avec précision sur son âge. Cette méthode est valable aussi bien pour les galaxies lointaines que pour les galaxies proches.

Lorsqu'on représente graphiquement la luminosité maximale des supernovas de type Ia en fonction de l'âge de leurs galaxies hôtes, la corrélation est évidente. Cela avait été montré par la même équipe en mars dernier dans un premier article dont celui-ci est la suite. Cette corrélation est statistiquement significative à 5σ, ce qui est très fort.

A partir de cette corrélation, Son et ses collaborateurs ont testé le modèle ΛCDM, et surtout sa partie Λ, la constante cosmologique sensée être responsable de l'accélération de l'expansion. Au lieu de considérer les variations de luminosité des supernovas comme une fluctuation statistique, les astrophysiciens coréens ont intégré cette corrélation luminosité-âge à leur analyse. Les auteurs précisent que l'Univers primordial comptait beaucoup plus de jeunes galaxies que l'Univers d'âge moyen, et ce biais s'accentue donc avec la distance. Le résultat, une fois tous ces éléments combinés, est frappant : le modèle ΛCDM est contredit avec une signifiance statistique supérieure à 9σ !

D'après ces résultats, l'expansion cosmique ne s'accélère pas. L'Univers continue de s'étendre, mais à un rythme qui ralentit. Et ce ralentissement durerait déjà depuis environ un milliard d'années.

Le modèle cosmologique (w0waCDM) récemment proposé par le projet DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) à partir de l'observation des oscillations acoustiques baryoniques (BAO), est issu d'une analyse combinée utilisant uniquement les données BAO et celles du fond diffus cosmologique (CMB). Ce résultat est trouve conforté par un test indépendant de l'évolution cosmologique, utilisant uniquement les supernovas provenant de jeunes galaxies hôtes contemporaines sur toute la gamme de décalages vers le rouge. C'est lorsque les trois sondes cosmologiques (supernovas, BAO et CMB) sont combinées, que les chercheurs observent une tension à 9σ par rapport au modèle ΛCDM, bien  plus forte que celle que trouvait DESI.

Les mesures de DESI combinées aux données du fond diffus cosmologique (CMB) des collaborations Planck et ACT présentent une écart par rapport au modèle ΛCDM à "seulement" 3.1σ. Ce résultat privilégie plutôt une équation d'état de l'énergie sombre qui serait variable dans le temps. La paramétrisation qui, fournit le cadre le plus simple pour décrire l'énergie sombre dynamique est w(a) = w0 + wa(1-a), où w0 représente la valeur actuelle de l'équation d'état de l'énergie sombre, tandis que wa quantifie sa variation par rapport au facteur d'échelle cosmologique a.

Un résultat important de l'analyse DESI BAO est que les paramètres cosmologiques obtenus indiquent des valeurs w0=-0,42 wa=-1,75 et Ωm = 0,353 (la densité de matière), des valeurs qui favorisent non seulement une expansion ralentie pour l'univers futur, mais suggèrent également un signe d'expansion ralentie même actuellement, et non pas en expansion accélérée, avec un paramètre  de décélération q0 = 0,042 ±0,02. Ce n'est que lorsque les données des supernovas de type Ia sont ajoutées aux mesures BAO et CMB que l'univers actuel demeure en expansion accélérée, comme cela est largement admis, même si l'univers futur connaîtrait une transition vers une expansion ralentie.

Mais, ce résultat a été obtenu sans intégrer l'effet de biais lié à l'âge des progénitrices de supernovas dans l'ensemble de données. Quand on introduit le biais d'âge dans les données des supernovas, les valeurs des paramètres du modèle cosmologique s'en trouvent drastiquement modifiés. Au lieu de trouver un paramètre de décélération q0 négatif (donc une accélération), on trouve une valeur positive dans l'univers actuel, donc une décélération. Plus précisément, en combinant CMB+BAO+DES5Y : 

• w0=-0,337
• wa=-1,902
• Ωm = 0,363
• q0 = 0,178

Lorsque la correction du biais d'âge des progéniteurs est appliquée aux données des supernovas, non seulement l'univers futur passe à un état d'expansion décélérée, mais l'univers actuel se dirige déjà vers un état plus proche de la décélération que de l'accélération. Ce qui est très intéressant, c'est que ce résultat est cohérent avec la prédiction obtenue en combinant uniquement les données DESI BAO et CMB. Et conjuguée au résultat DESI BAO, qui suggère que l'énergie sombre pourrait ne plus être une constante cosmologique, l'analyse de Son et al. soulève la possibilité que l'univers actuel ne soit plus en expansion accélérée, une perspective fondamentalement nouvelle qui remet en question les piliers centraux de la théorie actuelle de l'univers.

Cette analyse de Son et son équipe diffère fondamentalement des études précédentes qui n'ont intégré les effets de l'âge des progéniteurs qu'indirectement, par le biais d'indicateurs d'âge. Par exemple, Rigault et al. (2020) et Nicolas et al. (2021), utilisant le décalage de magnitude des supernovas avec le taux de formation stellaire spécifique local, n'avaient considéré que l'évolution en fonction du décalage vers le rouge des proportions relatives de progéniteurs « jeunes » et « vieux », sans tenir compte de l'évolution de l'âge absolu des progéniteurs « vieux » en fonction du décalage vers le rouge. Or, l'âge moyen des progéniteurs « vieux » diminue sensiblement, de 10 à 3 Gigannées entre un redshift de 0 et un redshift de 1. Cet effet systématique n'avait pas été pris en compte dans leurs analyses, ce qui a conduit à une sous-estimation significative de l'impact total du biais d'âge des progéniteurs.

La correction du biais d'âge dépendant du décalage vers le rouge appliquée dans cette étude est en bon accord avec l'évolution directement observée de l'âge moyen de la population stellaire des galaxies. Par conséquent, en moyenne, cette approche rend compte de manière appropriée de la variation systématique du biais d'âge avec le décalage vers le rouge. Afin de fournir une analyse cosmologique plus directe, affranchie de la correction du biais d'âge des progéniteurs, Son et ses collaborateurs ont effectué également un test cosmologique « sans évolution », où seules les supernovas issues de galaxies jeunes et contemporaines sont utilisées sur toute la gamme de décalages vers le rouge. Cette approche, qui avait été suggérée par plusieurs études antérieures, fournit des contraintes cosmologiques intrinsèquement exemptes de l'influence du biais d'âge des progéniteurs. L'âge moyen de la population stellaire des galaxies hôtes de supernovas est ici estimé à environ 3,1 milliards d'années. 

Le résultat de ces données homogènes reste largement plus cohérentes avec le modèle w0waCDM préféré par l'analyse combinée DESI BAO et CMB qu'avec le modèle ΛCDM. 

Et vous devinez quoi ? Le biais lié à l'âge des étoiles progénitrices des supernovas pourrait également contribuer à atténuer la tension de Hubble Lemaitre. Il pourrait exister un biais provenant d'une disparité de population entre les galaxies hôtes de l'échantillon de supernovas d'étalonnage et celles de l'échantillon du flux de Hubble (mesures du redshift). Actuellement, les galaxies d'étalonnage du deuxième échelon de l'échelle des distances (supernovas) sont toutes des galaxies de type tardif avec des populations stellaires relativement jeunes, tandis que les galaxies hôtes de l'échantillon du flux de Hubble (troisième échelon) englobent généralement tous les types morphologiques et possèdent, en moyenne, des populations stellaires relativement plus âgées.

En 2022, Adam Riess (prix Nobel 2011 pour la découverte d'une accélération de l'expansion par des observations de supernovas) et al. ont fait le choix d'utiliser uniquement des galaxies spirales pour l'échantillon du flux de Hubble afin de minimiser cette potentielle disparité de population. Mais la simple sélection des galaxies basée sur une classification morphologique ne garantit pas suffisamment que les supernovas Ia du troisième niveau soient identiques à celles du deuxième niveau en termes d'âge de leur étoile progénitrice. Rigault et al. (2015) avaient démontré que la plupart des supernovas Ia du deuxième barreau de l'échelle proviennent d'environnements de formation stellaire locale (des bras spiraux), tandis que, selon Aramyan et al. (2016), seulement deux tiers des galaxies spirales hébergent des supernovas Ia sur leurs bras spiraux. Par conséquent, si la conclusion de Rigault et al. reste valable pour l'échantillon élargi de 37 galaxies de calibration de type tardif utilisé par Riess et al. en 2022, on peut s'attendre à un certain décalage entre les populations de supernovas Ia des deuxième et troisième barreaux de l'échelle des distance.... De plus, la précision de la classification morphologique n'est pas totale et est estimée à 90% et par conséquent, tous les échantillons de flux de Hubble de Riess et al. ne seraient pas exclusivement composés de galaxies spirales. Au total, seulement 60% des supernovas présentes dans l'échantillon du flux de Hubble de Riess et al. pourraient provenir de populations relativement jeunes, tandis que 90% des supernovas présentes dans l'échantillon d'étalonnage pourrait provenir de telles populations.

Le cas extrême du biais d'âge dans la tension de Hubble est attendu entre l'échantillon d'étalonnage (composé principalement de galaxies de type tardif) et les galaxies de l'amas de Coma, qui comprend majoritairement des galaxies de type précoce. Selon Son et ses collaborateurs, si cette possibilité est confirmée par des mesures directes de l'âge des populations stellaires dans les galaxies, une différence de 2 à 3 milliards d'années dans l'âge moyen entre les supernovas du deuxième et troisième barreau pourrait réduire significativement l'écart mesuré de H0 (de 3 à 4,5 %), ce qui reviendrait à augmenter la valeur de la constante de Hubble-Lemaitre (entre 2,2 et 3,3 km s⁻¹ Mpc⁻¹) tout en accroissant son erreur systématique. Aujourd'hui, la tension de Hubble (l'écart entre les deux types de mesures) est de l'ordre de 6 km s⁻¹ Mpc⁻¹ entre la valeur obtenue via le CMB et celle obtenue via les supernovas.

Si ces résultats des chercheurs sud-coréens sont confirmés, cela signifie que le modèle standard ΛCDM qui est né il y a 27 ans est simplement à jeter, et c'est une révolution scientifique de même ampleur que celle que nous avons vécue en 1998, rien de moins. L'univers n'est sans doute pas ce que l'on croyait depuis la fin du siècle dernier... 

Source

Strong progenitor age bias in supernova cosmology – II. Alignment with DESI BAO and signs of a non-accelerating universe Open Access

Junhyuk Son et al.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 544 (6 November 2025)

https://doi.org/10.1093/mnras/staf1685

Illustrations

1. Évolution du paramètre de décélération de l'univers (Son et al.)

2. Comparaison des relations luminosités-redshift selon les modèles cosmologiques, avant et après correction du biais d'âge (Son et al.)

3. L'équipe de l'université Yonsei autrice de l'article, Junhyuk Son est au centre (Yonsei University)

Eruption record dans un noyau galactique actif

Une équipe d'astrophysiciens vient de découvrir une éruption extrême du noyau galactique actif (AGN) J2245+3743. Sa luminosité a été multipliée par plus de 40 en 2018, puis la source a progressivement diminué depuis. L'énergie totale émise dans l'ultraviolet et le domaine visible à ce jour est de l'ordre de 10⁵⁴ erg, soit la conversion complète d'environ 1 masse solaire en rayonnement électromagnétique, du jamais vu. Cette éruption est 30 fois plus puissante que la plus puissante éruption transitoire de noyau galactique actif (AGN) jamais enregistrée. L'étude est parue dans Nature Astronomy.

Les trous noirs supermassifs en accrétion dans les AGN sont reconnus comme des sources très variables, nécessitant un environnement extrêmement compact et dynamique. Leur variabilité est liée à de multiples phénomènes, notamment les variations des taux d'accrétion, les changements de température, la présence d'absorbeurs au premier plan et les modifications structurelles du disque d'accrétion. 

Très peu d'événements physiques dans l'Univers peuvent libérer une telle quantité d'énergie électromagnétique. Plusieurs mécanismes potentiels ont été testés par Matthew Graham (Caltech) et ses collaborateurs pour comprendre l'origine de cette éruption. Ils ont notamment évalué la destruction par effet de marée d'une étoile de masse élevée ( > 30 ​ M⊙), un 'effet de lentille gravitationnelle d'une éruption de noyau galactique actif, une supernova "ordinaire", ou encore à une supernova supermassive (supernova à instabilité de paires) dans le disque d'accrétion de l'AGN.

La découverte de phénomènes transitoires liés aux trous noirs supermassifs a été rendue possible par un certain nombre d'études temporelles de grande envergure réalisées au cours de la dernière décennie. Les taux d'occurrence sont faibles et les événements peuvent durer des mois, voire des années ; ils nécessitent donc une large couverture du ciel avec de longues lignes de base. Le Catalina Real-time Transient Survey (CRTS) et le Zwicky Transient Facility (ZTF) offrent ensemble une couverture de 20 ans sur plus de 70 % du ciel jusqu'à une profondeur de magnitude supérieure à 20 dans la bande visible Ces deux installations ont permis un certain nombre d'études systématiques de phénomènes AGN rares. 

J2245+3743 est un AGN situé à un redshift z=2,554 (2,6 milliards d'années après le Big Bang). Une augmentation de sa luminosité de près de quatre magnitudes (correspondant à une multiplication du flux par 40) a été détectée début 2018 par les télescopes de CRTS et de ZTF. La galaxie hôte associée est compatible avec un AGN d'après ses couleurs dans l'infrarouge moyen, bien qu'aucun spectre de la source avant l'éruption ne soit disponible. L'éruption s'est lentement atténuée au cours des six années suivantes (dans le référentiel de l'observateur), soit ∼650 jours dans le référentiel de repos, mais le flux reste encore aujourd'hui deux ordres de grandeur au-dessus du niveau pré-éruptif. Une séquence de spectres des six dernières années montre le développement progressif de raies d'émission élargies, par exemple Lyα, C IV , C III , Mg II , Hβ, O III , et Hα, ce qui est compatible avec un noyau galactique actif (AGN).  A partir des raies d'émission C IV , Mg II et Hα, Graham et ses collaborateurs fournissent une estimation de la masse du trou noir supermassif entre 10^8.2 et 10^8.8 masses solaires (donc entre 160 et 630 millions de masses solaires).

D'autres observations ont été effectuées à d'autres longueurs d'onde : le télescope infrarouge WISE a détecté l'éruption dans l'IR moyen sans décalage temporel statistiquement significatif par rapport à l'éruption dans le visible, mais en revanche, l'éruption n'a pas été détectée aux longueurs d'onde des rayons X et radio. Il n'y a pas non plus eu de détection d'émission de neutrinos associée, comme cela a été observé dans les destructions maréales d'étoiles très énergétiques avec émission infrarouge. 

La luminosité maximale de J2245+3743 lors de l'éruption était de  4×10⁴⁶ erg s^-1 , ce qui fait une puissance de 4×10³⁹ Watts (ou si on préfère 10 000 milliards de fois la luminosité du soleil, qui a une luminosité de 4×10²⁶ Watts). L'énergie électromagnétique totale libérée par J2245+3743 est de l'ordre de 10⁵⁴ erg (équivalent isotrope), ce qui correspond à peu près à l'énergie de masse du Soleil. Cette énergie est environ 1000 fois plus élevée que ce que produit une supernova classique et 10 à 100 fois plus que ce que produit une supernova superlumineuse...

 

Selon Graham et ses  collaborateurs, si l'éruption de J2245+3743 est un phénomène de destruction maréale d'étoile (TDE) par le trou noir supermassif, elle pourrait donc impliquer une étoile d'une masse bien supérieure à 20M⊙, en supposant un taux d'efficacité de 10 % pour la conversion de la masse accrétée en énergie émise.

Bien qu'une supernova classique soit exclue du point de vue énergétique, il pourrait tout de même s'agir d'une supernova superluminueuse intégrée au disque d'accrétion du noyau galactique actif. Mais ce cas est très contraint, car la majeure partie de l'énergie devrait alors être fournie par l'énergie cinétique de la matière dense environnante. Car certes les étoiles entièrement enfouies dans des disques d'AGN peuvent évoluer très différemment des étoiles du champ et devenir rapidement supermassives. Et ces étoiles s'effondrent donc violemment, en fonction de la densité du gaz environnant. Les étoiles massives qui explosent dans les disques des noyaux actifs de galaxies verront alors leur luminosité augmenter à mesure que l'énergie cinétique de l'explosion est transformée en rayonnement par la matière environnante. Cependant, les étoiles suffisamment massives (M∗ de 140 à 260 M⊙) devraient subir une instabilité de paires dans leur noyau à la fin de leur vie (des photons gamma de haute énergie se matérialisent en électrons + positrons, ce qui diminue brutalement la pression radiative), ce qui initie une supernova par instabilité de paires. Les candidates potentielles de ce type de supernova incluent, par exemple, SN 2007bi et SN 2018ibb, dont chacune rayonnait une énergie totale de l'ordre de 10⁵² erg (seulement...).

Les courbes de lumière de ces supernovas candidates sont caractérisées par une montée et une descente lentes, durant plusieurs mois, soit plus longtemps que celles des supernovas à effondrement de coeur typiques. Et pour les étoiles les plus massives (M∗≳260 M⊙), celles-ci ne devraient pas subir d'instabilité de paires, mais devraient s'effondrer directement sur leur cœur pour former un trou noir sans explosion, libérant ainsi des quantités d'énergie électromagnétique relativement faibles. À moins que notre compréhension actuelle de l'explosion des étoiles très massives ne sous-estime considérablement l'énergie libérée, pour Graham et ses collaborateurs, il est très peu probable, pour ne pas dire impossible qu'une supernova génère l'énergie observée dans J2245+3743.

Si l'éruption est due à un effet de lentille gravitationnelle, l'énergie totale réelle impliquée serait bien sûr moindre ; autrement dit, le flux observé correspondrait au flux réel amplifié par la lentille par un facteur donné. Mais les chercheurs précisent que dans ce cas, l'événement resterait extrême pour les amplifications typiques des lentilles gravitationnelles. Et l'imagerie à haute résolution ne révèle aucune composante multiple et les simulations indiquent que la probabilité statistique d'un effet de lentille est très faible.

Pour Graham et son équipe, l'explication la plus probable est un événement de destruction d'une étoile massive par effet de marée (TDE, Tidal Disruption Event) à l'intérieur du disque du noyau galactique actif.

Presque tous les TDE détectés à ce jour se sont produits dans des galaxies quiescentes, c'est-à-dire non-AGN, à faible décalage vers le rouge (bien qu'il existe certainement un certain biais de sélection). Seuls cinq TDE ont été actuellement observés à un redshift supérieur à 1.

À z=2,554, J2245+3743 deviendrait donc à la fois l'événement TDE le plus énergétique observé et celui présentant le décalage vers le rouge le plus élevé (détecté au jour de la rédaction de l'article de Graham et al.). A l'issue du processus de review de Nature Astronomy, les auteurs ont ajouté une phrase précisant qu'entre temps (entre le 6 mars et le 3 octobre), un candidat TDE avait été détecté à un redshift z=5,02 grâce au télescope Webb (Karmen et al. ApJ 990 2025).

Cela suggère qu'il existe certainement une population de TDE moins énergétiques associées aux AGN à

z>1 ce qui pourrait permettre d'étudier les caractéristiques et l'évolution des environnements de trous noirs supermassifs à haut décalage vers le rouge.

Pour atteindre l'énergie totale libérée observée, la masse de l'étoile déchirée est estimée à plus de 30 M⊙. Ces étoiles proviennent vraisemblablement d'une population d'étoiles massives du disque d'accrétion du noyau galactique actif.

D'autres exemples d'événements de rupture par effet de marée (TDE) lumineux dans les AGN permettront d'étudier la fonction de masse stellaire, majoritairement composée d'étoiles massives, proposée pour les étoiles des disques d'AGN. Une imagerie à haute résolution angulaire contribuera également à confirmer cette explication dans de futurs cas.

Source

An extremely luminous flare recorded from a supermassive black hole

Matthew J. Graham, et al.

Nature Astronomy (4 november 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02699-0

Illustrations

1. Vue d'artiste de l'éruption géante de  J2245+3743 (AP)

2. Matthew Graham

Deux fusions de deux trous noirs donnent un nouvel éclairage sur leur formation et leur évolution.

Deux fusions de trous noirs, mesurée à un mois d'intervalle fin 2024 par la collaboration LIGO-Virgo-KAGRA, permet aux chercheurs de mieux comprendre la nature et l'évolution des collisions les plus violentes de l'univers. Les données recueillies lors de ces fusions valident également avec une précision sans précédent les lois fondamentales de la physique prédites par Albert Einstein et font progresser la recherche de nouvelles particules élémentaires encore inconnues, susceptibles d'extraire de l'énergie des trous noirs. L'étude est parue dans The Astrophysical Journal Letters.

LIGO-Virgo-KAGRA est un réseau mondial de détecteurs d'ondes gravitationnelles de pointe et mène actuellement sa quatrième campagne d'observation, O4. Cette campagne a débuté fin mai 2023 et devrait se poursuivre jusqu'à mi-novembre de cette année. À ce jour, environ 300 fusions de trous noirs ont été observées grâce aux ondes gravitationnelles depuis 2015, en comptant les candidats identifiés lors de la campagne O4 en cours. Ces dernières années, les chercheurs et les ingénieurs de LIGO ont apporté des améliorations importantes aux détecteurs, ce qui permet aujourd'hui des mesures précises des formes d'onde de fusion qui permettent le type d'observations subtiles qui étaient nécessaires ici. Une meilleure sensibilité permet non seulement à LIGO de détecter beaucoup plus de signaux, mais aussi de mieux comprendre ce qu'on détecte. 

Dans cet article, la collaboration internationale rapporte la détection de deux événements d'ondes gravitationnelles datant d'octobre et novembre 2024. Les sources de ces deux signaux sont caractérisées par des rotations rapides du trou noir primaire (le plus massif du couple), mesurées avec précision, ainsi que par un désalignement spin-orbite non négligeable et des rapports de masse inégaux entre leurs trous noirs constitutifs. Ces propriétés sont caractéristiques des binaires dont l'objet le plus massif s'est lui-même formé par la fusion d'un précédent système binaire de trous noirs et suggèrent que les sources de GW241011 et GW241110 pourraient s'être formées dans des environnements stellaires denses où des fusions répétées peuvent avoir lieu. En tant que troisième événement d'ondes gravitationnelles le plus bruyant publié à ce jour, avec un rapport signal/bruit médian du réseau de 36,0, GW241011 fournit en outre des contraintes strictes sur la nature Kerr des trous noirs et la structure multipolaire de la génération d'ondes gravitationnelles.

La première fusion décrite dans cet article, GW241011 (11 octobre 2024), s'est produite à environ 700 millions d'années-lumière et résulte de la collision de deux trous noirs dont les masses sont respectivement d'environ 20 et 6 masses solaires. Et ce qui est remarquable, c'est que le plus massif des deux trous noirs à l'origine de GW241011 figure parmi les trous noirs à rotation la plus rapide jamais observés. 

Près d'un mois plus tard, le signal d'ondes gravitationnelles GW241110 (10 novembre 2024) a été détecté à une distance d'environ 2,4 milliards d'années-lumière. Cet événement impliquait la fusion de trous noirs d'environ 17 et 8 masses solaires. Mais alors que la plupart des trous noirs détectés depuis 2015 tournent dans le même sens que leur orbite, ici, pour la première fois, le trou noir principal de GW241110 tournait dans le sens inverse de son orbite (rotation anti-parallèle à son vecteur de moment angulaire orbital). La rotation principale de la source de GW241011 est quant à elle inclinée d'environ 30° par rapport à l'axe de rotation de l'orbite, et le signal d'ondes gravitationnelles présente clairement une précession spin-orbite relativiste. Malgré cette différence de rotation, les sources de GW241011 et GW241110 possèdent des masses similaires entre 15 et 20 M⊙ environ, et les deux supposent des masses inégales pour leurs trous noirs constitutifs, GW241011 en particulier nécessitant un rapport de masse d'environ 3:1.

Des systèmes binaires de ce type avaient été prédits à partir d'observations antérieures, mais il s'agit de la première preuve directe de leur existence.

Ces deux fusions détectées suggèrent l'existence possible de trous noirs de « seconde génération ». En effet, chacun de ces événements présente un trou noir nettement plus massif que l’autre et en rotation rapide, ce qui constitue un indice de la formation de ces trous noirs issus de fusions antérieures. Ce processus, appelé fusion hiérarchique, suggère que ces systèmes se sont formés dans des environnements denses, dans des régions comme les amas d'étoiles, où les trous noirs sont plus susceptibles d'entrer en collision et de fusionner de manière répétée.

Grâce à sa détection très nette, GW241011 a pu être comparé aux prédictions de la théorie d'Einstein et à la solution du mathématicien Roy Kerr concernant la rotation des trous noirs (facteurs décrivant leur forme, leur rotation et d'autres propriétés). La rotation rapide du trou noir le déforme légèrement, laissant une signature caractéristique dans les ondes gravitationnelles qu'il émet. L'analyse de GW241011 a révélé une excellente concordance avec la solution de Kerr et a confirmé avec une précision sans précédent le rayonnement gravitationnel issu de moments multipolaires d'ordre supérieur.

La fusion de systèmes binaires de trous noirs produit des trous noirs résiduels en rotation rapide, avec des vitesses de rotation de l'ordre de χ  ≈ 0,7 (valeur sans unité, la rotation maximale valant 1). L'émission asymétrique d'ondes gravitationnelles peut accélérer considérablement ces trous noirs résiduels, avec des vitesses pouvant atteindre des milliers de kilomètres par seconde. Mais dans des environnements où les vitesses de libération sont suffisamment élevées, les trous noirs résiduels peuvent toutefois rester liés gravitationnellement, capturer de nouveaux partenaires et participer à des fusions binaires ultérieures. C'est le scénario envisagé ici.

Les trous noirs en rotation rapide, tels que ceux observés dans cette étude, trouvent aussi une nouvelle application en physique des particules. Les astrophysiciens peuvent les utiliser pour tester l'existence et la masse de certaines particules élémentaires légères hypothétiques. Ces particules, appelées bosons ultralégers, sont prédites par des théories qui vont au-delà du Modèle Standard de la physique des particules. Si les bosons ultralégers existent, ils peuvent extraire de l'énergie de rotation des trous noirs. Dans ce cas, la quantité d'énergie extraite et le ralentissement de la rotation des trous noirs au fil du temps dépendent de la masse de ces particules, qui reste encore inconnue. Les chercheurs montrent que l'observation selon laquelle le trou noir massif du système binaire qui a émis GW241011 continue de tourner rapidement même des millions ou des milliards d'années après sa formation exclut une large gamme de masses de bosons ultralégers dans la gamme de masse 10^-13 à 10^-12 eV.

L'enrichissement des catalogues d'ondes gravitationnelles, qui a été rendu possible par le fonctionnement simultané d'observatoires d'ondes gravitationnelles de plus en plus sensibles, continue de révéler des sources individuellement intéressantes qui élargissent notre compréhension du paysage des binaires compactes. Les ondes gravitationnelles détectées lors de la quatrième campagne d'observation des observatoires LIGO, Virgo et KAGRA ont jusqu'à présent permis de tester de manière inédite la relativité et les modèles de formes d'onde gravitationnelles. Elles ont identifié des sources dans des régions nouvelles et inattendues de l'espace des paramètres. Les découvertes se poursuivront jusqu'à la fin de la quatrième campagne d'observation LIGO–Virgo–KAGRA, et au-delà...

Source

GW241011 and GW241110: Exploring Binary Formation and Fundamental Physics with Asymmetric, High-spin Black Hole Coalescences

LVK Collaboration

The Astrophysical Journal Letters, Volume 993, Number 1 (28 october 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae0d54

Illustration 

Vue d'artiste d'une fusion de trous noirs asymétriques (Carl Knox, OzGrav, Swinburne University of Technology)

Cha 1170-7626, la planète errante gloutonne

Une équipe d'astronomes vient d'identifier une planète errante qui est en train de grossir à un taux record de 6 milliards de tonnes par seconde en accrétant de très grandes quantités de gaz. Cette planète sans étoile, nommée Cha 1170-7626, est située à environ 600 années-lumière et fait déjà la bagatelle de 5 à 10 fois la masse de Jupiter. Va-t-elle devenir une étoile ? L'étude est parue dans The Astrophysical Journal Letters.

C'est le record absolu de croissance pour  une planète, avec ou sans étoile hôte. Cha 1170-7626 avait été détectée il y a près de 20 ans. Victor Almendros-Abad (Observatoire astronomique de Palerme) et ses collaborateurs ont observé la planète errante et son disque de gaz et de poussière nourricier à la fois dans l'UV, le visible et l'infrarouge avec le du Very Large Telescope (VLT) au Chili. Les observations effectuées en avril et en mai dernier ont révélé une croissance à la vitesse attendue, mais les données de fin juin ont montré que l'accrétion de gaz de la planète errante avait brutalement augmentée le long de son champ magnétique.

Des données complémentaires du VLT et du télescope spatial Webb, enregistrées en juillet et août, ont permis à l'équipe d'estimer que Cha 1170-7626 accumulait de la matière jusqu'à huit fois plus vite que quelques mois auparavant, atteignant un taux de 10^-7 masses de Jupiter par an. Selon les chercheurs, la surface de la planète, ainsi que le gaz et la poussière environnants, sont également devenus plus chauds et plus brillants, et le disque a montré des traces de vapeur d'eau non observées lors des observations précédentes.

De nombreuses caractéristiques de la période d'intense accrétion, notamment sa longue durée, de fin juin à août, ressemblent à celles d'un rare type de poussée de croissance qui était observé jusqu'alors uniquement chez les jeunes étoiles, ce qui fait dire à Almendros-Abad et ses collaborateurs que la planète vagabonde a connu une naissance semblable à celle d'une étoile. Par ailleurs, en plongeant dans des anciennes archives de 2016, les astrophysiciens ont remarqué que Cha 1170-7626 a connu des périodes de forte accrétion de matière régulières. Pendant le sursaut d'accrétion, on observe que la raie Hα développe un profil à double pic avec une absorption décalée vers le rouge, comme ce qui est observé dans les étoiles et les naines brunes subissant une accrétion magnétosphérique.  Mais, selon les chercheurs, l'événement observé est incompatible avec la variabilité typique des jeunes étoiles en accrétion. En effet, pour les étoiles jeunes typiques, les variations du taux d'accrétion ne dépassent pas un facteur d'environ 3 sur des échelles de temps allant de quelques jours à quelques mois (DC Nguyen et al. 2009 ). Cha1107-7626 montre clairement une variabilité d'accrétion inhabituellement forte par rapport à ces cas typiques. La durée de l'événement observé le distingue également de la variabilité la plus courante des étoiles T Tauri, dont l'échelle de temps est contrôlée par la rotation stellaire (G. Costigan et al. 2012 , 2014 ). Bien que la période de rotation de Cha1107-7626 ne soit pas connue, on peut s'attendre à ce qu'elle soit de l'ordre de 1 à 4 jours (A. Scholz et al. 2018 ), ce qui signifie que l'événement d'accrétion a duré plus de 15 cycles de rotation.

Pour Almendros-Abad  et ses collaborateurs, le sursaut d'accrétion de Cha 1170-7626 correspond plutôt à la durée, à l'amplitude et au spectre de raies d'un sursaut de type EXor. 

L'objet prototypique des sursauts de type EXor est l'étoile EX Lupi, qui a produit un sursaut en 2022 qui a duré environ 4 mois. À son pic, l'étoile était plus brillante de 2 mag dans l'optique, avec une augmentation de l'accrétion de masse d'un facteur 7 (F. Cruz-Sáenz de Miera et al. 2023 ; K. Singh et al. 2024 ). L'événement observé pour Cha1107-7626 présente des caractéristiques très similaires. Cha1107-7626 est pourrait donc être le premier objet de masse planétaire identifié comme un EXor, étendant cette classe de sursauts au régime des planètes géantes. Cha1107-7626 serait le premier objet sous-stellaire présentant des signes d'un sursaut EXor potentiellement récurrent.

Ces types de sursauts d'accrétion sont des événements clés dans l'évolution précoce des étoiles. En particulier, de tels événements peuvent avoir un effet significatif sur l'évolution chimique et physique du disque et potentiellement sur les premiers stades de la formation planétaire. Cha1107-7626 est l'objet de plus faible masse observé jusqu'à présent qui subit un sursaut d'accrétion, et de loin le moins massif dans la catégorie EXor. Des études détaillées de la variabilité de l'accrétion ont permis d'éclairer les interactions entre les jeunes objets stellaires et leurs disques, notamment le rôle des champs magnétiques. De même, les observations de Cha1107-7626 donnent un aperçu de la nature de l'accrétion dans les objets de masse planétaire, même s'il s'agit de très grosses planètes, et qu'elles ne tournent pas autour d'une étoile...

Source

Discovery of an Accretion Burst in a Free-floating Planetary-mass Object

Victor Almendros-Abad, et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 992, Number 1 (2 october 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae09a8

Illustrations

1. Vue d'artiste de Cha1107-7626 accrétant du gaz (ESO/L. Calçada, M. Kornmesser)

2. Victor Almendros-Abad

Détection de nouvelles molécules organiques provenant de l'océan d'Encelade

Encelade, lune de Saturne, éjecte continuellement d'importantes quantités de particules de glace dans l'espace, provenant de son océan souterrain. Des chercheurs ont analysé chimiquement des particules fraîchement émises provenant directement de l'océan souterrain d'Encelade. grâce à des données de la sonde Cassini. Ils ont pu détecter des intermédiaires de molécules organiques potentiellement pertinentes sur le plan biologique, découvertes pour la première fois dans des particules de glace provenant d'un océan extérieur à la Terre. L'étude est publiée dans Nature Astronomy.

Encelade mesure environ 500 kilomètres de diamètre ; sa surface est recouverte d'une couche de glace d'une épaisseur moyenne d'environ 25 à 30 kilomètres. En 2005, la sonde Cassini de la NASA a découvert un immense geyser de gaz et de particules de glace au-dessus de son pôle sud. Des mesures effectuées ultérieurement par Cassini ont révélé la présence d'un océan d'eau liquide à l'intérieur du satellite. Elles ont également montré que les particules de glace contenaient des molécules organiques. Mais ces particules examinées n'étaient pas "fraîches", elles orbitaient déjà autour de la petite lune depuis un certain temps.

Cependant, en 2008, Cassini a survolé la surface d'Encelade à vingt et un kilomètres d'altitude, jusqu'à la limite du panache de glace et de gaz (le survol E5). Les données recueillies lors de ce survol proviennent donc de particules de glace "fraîche" qui étaient présentes à l'intérieur du satellite quelques minutes auparavant. Nozair Khawaja (Freie Universität Berlin), et ses collaborateurs allemands, américains et japonais ont analysé ces données du Cosmic Dust Analyser de Cassini qui avaient été soigneusement archivées.

Leur analyse confirme les résultats obtenus à partir de l'analyse d'autres données de Cassini Ils sont maintenant quasiment certains que les composés simples et complexes découverts dans les grains de glace plus anciens de l'anneau E de Saturne proviennent également de l'océan d'Encelade. Ils soupçonnent que ces molécules ont potentiellement été synthétisées dans les champs hydrothermaux d'Encelade – des cheminées au fond de l'océan d'où jaillit de l'eau chaude. A savoir que dans les océans terrestres, on trouve des traces de vie autour de cheminées hydrothermales similaires.

En 2023, une autre équipe avait identifié la présence de phosphates dans le panache (toujours grâce aux données de Cassini), ce qui signifie que cinq des six éléments CHNOPS bioessentiels ont déjà été détectés dans le matériel provenant de l'océan d'Encelade.

Cette fois, Khawaja et ses collaborateurs ont également identifié des molécules jamais détectées auparavant dans des particules de glace provenant d'un océan extérieur à la Terre. Parmi celles-ci figurent des molécules pouvant servir de briques de composés complexes. De telles molécules, dont les pyrimidines, par exemple, ont également été détectées sur les astéroïdes Bennu et Ryugu. Sur Terre, les pyrimidines comptent parmi les composants essentiels de l'ADN.

Certains de ces composés n'avaient pas été détectés dans les particules de glace analysées précédemment. L'une des raisons de cette différence, selon les chercheurs est probablement que Cassini se déplaçait à une vitesse particulièrement élevée lors de son trajet vers le panache. Cela a permis à l'instrument CDA d'être plus efficace. Lors de l'impact, les fragments d'espèces chimiques contenus dans les grains de glace perdent des électrons et se chargent positivement. Ils sont attirés vers une électrode chargée négativement et l'atteignent d'autant plus rapidement qu'ils sont plus légers. La mesure du temps de transit de tous les fragments chargés positivement produit un spectre de masse. Il est alors possible de tirer des conclusions sur la molécule d'origine. Si la vitesse au moment de la collision est trop faible, des interférences peuvent parfois apparaître dans les spectres de masse du CDA. Les signatures laissées par les molécules ne peuvent alors plus être interprétées clairement.

Mais lors de son survol de 2008, Cassini se déplaçait à une vitesse de 18 km/s, au lieu des 12 km/s habituels, voire moins. Grâce à la forte énergie libérée par la collision avec les particules de glace à cette vitesse, certaines influences perturbatrices dans l'analyse de masse (CDA) de certains spectres de masse peuvent être exclues.

Khawaja et ses collaborateurs voient des fragments moléculaires inédits dans les spectres de l'analyseur de poussière, permettant l'identification de composés aliphatiques, (hétéro)cycliques (esters/alcènes), des éthers/éthyles et de composés portant des atomes N et O. 

Parmi les fractions aliphatiques portant de l'O, les chercheurs estiment que les aldéhydes représentent une fraction significative dans les grains de glace fraîchement éjectés d'Encelade. Selon eux, les aldéhydes pourraient avoir été accrétés dans les matériaux de construction d'Encelade puisqu'ils sont relativement abondants dans les comètes. Les aldéhydes représentent des intermédiaires dans la voie redox des hydrocarbures simples aux acides carboxyliques et aminés. La présence d'acétaldéhyde sur Encelade offrirait des possibilités de voies de synthèse vers des composés organiques plus complexes essentiels à la vie. L'acétaldéhyde est également lié à l'acétylène, qui avait été détecté dans le panache par l'instrument INMS de Cassini, dans les cycles chimiques au sein des systèmes hydrothermaux prébiotiques. L' oxyde d'éthylène (C₂H₄O ) pourrait également être un candidat potentiel pour ce type de caractéristique spectrale, ce qui pourrait catalyser la formation de polymères à groupes terminaux multiples (par exemple -CH₂ , -OH). Par exemple, l'oxyde d'éthylène peut faciliter l'alkylation de composés aryles simples (par exemple le benzène) par des réactions de type Friedel-Crafts, conduisant à la formation d'alcools aryl-substitués dans des conditions hydrothermales. Ce processus pourrait ensuite conduire à la synthèse de composés organiques plus complexes tels que les hydrocarbures polycycliques aromatiques, ou les espèces macromoléculaires détectées dans les grains de glace d'Encelade.

Khawaja et ses collaborateurs détectent aussi des molécules de type éther, ester et alcène aliphatiques et/ou cycliques dans les grains de glace du panache, ce qui complète les identifications précédentes de ces molécules dans d'autres corps planétaires du système solaire. Les éthers et les esters sont rarement trouvés dans les comètes, mais elles apparaissent comme des ponts entre les molécules aromatiques de la matière organique insoluble trouvée dans les chondrites carbonées. Cela suggère que les molécules de type éther et ester peuvent être formées par des réactions aqueuses/hydrothermales dans les corps chondritiques carbonés. Pour les chercheurs, la présence de ces composés et la possibilité de leur synthèse dans les systèmes hydrothermaux d'Encelade sont pertinentes pour l'habitabilité, étant donné leur rôle dans les contextes biologiques terrestres.

Il a été démontré que des composés esters peuvent se former dans des conditions hydrothermales réductrices à partir de précurseurs lipidiques en présence d'ions ammonium, un scénario qui est réaliste pour l'interface eau-roche d'Encelade. Ces esters sont stables dans des conditions hydrothermales et conservent une signature abiotique distincte, à savoir la prédominance d'un nombre impair de carbones. La détection de phosphates et d'esters sur Encelade est importante pour l'astrobiologie, car elle offre des voies potentielles vers des biomolécules importantes. On sait aussi que les alcènes sont des intermédiaires dans une variété de réactions entre des classes plus abondantes de composés organiques dans les systèmes hydrothermaux sous-marins. Ces composés sont impliqués dans des réactions d'hydratation, d'oxydation et de dimérisation dans ces conditions. La présence d'alcènes sur Encelade diversifie donc probablement les réactions chimiques accessibles sur les sites hydrothermaux.

En résumé, Khawaja ont détectés des esters/alcènes, des éthers/éthyles et des espèces portant N et O dans le panache d'Encelade, tout juste expulsé de son océan subglaciaire. 

Ces nouveaux groupes fonctionnels organiques ouvrent de nouvelles voies pour la chimie hydrothermale, en plus des voies précédemment postulées. Ils confirment également la présence de 10 espèces aromatiques portant de oxygène qui avaient été précédemment identifiées, et ils imposent de nouvelles contraintes sur leur origine.

Ce travail démontre que de tels groupements moléculaires dans ces grains de glace fraîchement éjectés proviennent probablement de l'intérieur d'Encelade plutôt que de l'altération spatiale pendant leur durée de vie dans l'anneau E. Bien que la possibilité d'une chimie du plasma post-impact ne puisse être exclue, les espèces identifiées dans ce travail sont entièrement indépendantes de tels processus à la vitesse de la sonde à ce moment là. Les données obtenues par l'instrument INMS lors des survols E5, E17, E18 et E21 concordent bien avec les résultats rapportés ici.

Les molécules détectées dans le panache suggèrent un sous-sol enrichi en matières organiques, avec une gamme diversifiée de voies de réactions, qui élargit à la fois l'espace chimique connu et potentiel de l'océan chaud d'Encelade.

La sonde Cassini a été écrasée intentionnellement dans Saturne en 2017. Mais aujourd'hui encore, les données enregistrées par ses instruments de mesure il y a de nombreuses années offrent de nouvelles perspectives sur l'océan de Encelade et sur les méduses qui y volètent probablement avec dédain. 

Source

Detection of organic compounds in freshly ejected ice grains from Enceladus’s ocean

Nozair Khawaja et al.

Nature Astronomy (1 october 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02655-y

Illustrations

1. Encelade est ici directement au-dessus des anneaux, à droite de l'image. (NASA / JPL / Space Science Institute)

2. Cartographie des molécules organiques détectées dans le panache d'Encelade et lien entre elles (celles en noir n'ont pas (encore) été détectées (Nozair Khawaja et al.)

3. Exemple de spectre de masse de composés de type ester/alcènes mesurés par le CDA de Cassini et reconstitution des molécules correspondantes (Nozair Khawaja et al.)

4. Nozair Khawaja

Des trous noirs primordiaux à l'origine des neutrinos ultra-énergétiques ?

Selon une étude venant de paraître dans Physical Review Letters, les derniers soubresauts du rayonnement de Hawking d'un trou noir primordial relativement proche de la Terre pourrait être à l'origine du neutrino le plus énergétique jamais détecté à ce jour...

La collaboration KM3Net a récemment identifié les signes d'un neutrino ayant l'énergie la plus élevée jamais enregistrée, aux environs de 220 PeV (péta-électronvolts), un événement nommé KM3-230213A (voir épisode 1699 du 13 février dernier) , mais la source d'une particule aussi énergétique reste encore à expliquer.

Or, selon la théorie de Stephen Hawking concernant la thermodynamique des trous noirs, ces derniers doivent rayonner, d’autant plus et d’autant plus énergétiquement que leur masse est petite. Ainsi les trous noirs de masse stellaire ou les trous noirs supermassifs ne rayonnent pratiquement pas, et en tous cas des particules de très très faible énergie (des photons). Mais des trous noirs qui auraient une masse très faible, très inférieure à la masse de la Terre par exemple, commenceraient à rayonner non plus seulement des photons de plus en plus énergétiques, mais aussi toutes sortes de particules, et notamment des particules électriquement neutres comme les neutrinos, qui pourraient atteindre des énergies très élevées à la toute fin de l’évaporation de tels trous noirs. L’évaporation des trous noirs selon Hawking est un processus « explosif » (pour reprendre le terme de son article de 1974. En effet, plus le trou noir rayonne, plus il perd de la masse et rétrécit, plus il s’échauffe et donc plus il rayonne… L’effet est exponentiel.

Ce qu’on appelle les trous noirs primordiaux (PBH) sont des trous noirs hypothétiques qui sont des versions microscopiques des trous noirs astrophysiques (stellaires ou supermassifs). Selon la théorie, les PBH se seraient formés dans les premiers instants qui ont suivi le Big Bang, juste après l’inflation. Par ailleurs, certains physiciens pensent que les trous noirs primordiaux pourraient constituer la majeure partie, voire la totalité, de la matière noire présente aujourd'hui dans l'univers. Ce serait le cas si leur masse typique 𝑀, au sommet de la distribution de masse, se situait dans la fourchette entre 10¹⁷  g et 10²³  g. Cette fourchette est appelée la « gamme de masse des astéroïdes », elle correspond à une fourchette de taille comprise entre la taille d’un noyau atomique et 0,1 µm.

On peut calculer la masse d’un PBH au moment de sa formation qui correspond à une durée de vie égale à l'âge actuel de l'Univers. Cela donne une masse limite 𝑀*≃5 10¹⁴g. En d'autres termes, un PBH qui s'est formé avec M = 5 10¹⁴g (500 millions de tonnes) serait en train de subir son processus d'évaporation final et exploserait aujourd'hui.

Alexandra Klipfel et David Kaiser (MIT) ont calculé que si les PBH constituaient la majeure partie de la matière noire de l'univers, alors une petite sous-population d'entre eux subirait aujourd'hui leur explosion finale dans toute notre galaxie.

Et il devrait y avoir une probabilité statistiquement significative qu'une telle explosion ait pu se produire relativement près de notre système solaire. L'explosion aurait libéré un flux de particules à haute énergie, notamment des neutrinos, dont l'un aurait pu avoir de bonnes chances d'atteindre un détecteur sur Terre, par exemple celui mesuré par KM3Net il y a quelques mois…

Si un tel scénario s'était effectivement produit, la détection du neutrino le plus énergétique de KM3Net représenterait la première observation du rayonnement de Hawking, qui a longtemps été supposé, mais qui n'a jamais été directement observé à partir d'un trou noir. De plus, cet événement indiquerait que les trous noirs primordiaux existent bel et bien et qu'ils constituent la majeure partie de la matière noire.

C’est en février 2025 que les chercheurs de la collaboration du Cubic Kilometer Neutrino Telescope, (KM3NeT), ont annoncé avoir détecté le neutrino le plus énergétique jamais enregistré à ce jour avec une énergie supérieure à 100 pétaélectronvolts et depuis, il n'y a pas vraiment eu de consensus sur l'origine de cette particules à ultra-haute énergie.

Des neutrinos d'énergie similaire, bien que moins élevée que celle observée par KM3NeT, ont également été détectés par l'observatoire IceCube, au pôle Sud. IceCube a détecté environ une demi-douzaine de neutrinos de ce type, dont l'énergie inhabituellement élevée reste également inexpliquée. Quelle que soit leur source, les observations d'IceCube permettent aux physiciens des astroparticules de calculer un taux plausible auquel les neutrinos à ces énergies frappent généralement la Terre. Si ce taux était est correct, il apparaît extrêmement improbable d'avoir observé le neutrino à très haute énergie détecté par KM3NeT. Les découvertes des deux détecteurs semblaient donc être « en tension ».

Klipfel et Kaiser qui travaillaient à l’origine sur un projet distinct concernant les trous noirs primordiaux, se sont demandés si un PBH aurait pu produire à la fois le neutrino de KM3NeT et la poignée de neutrinos de IceCube, dans des conditions où les PBH constituent la majeure partie de la matière noire de la galaxie.

Klipfel et Kaiser ont tout d’abord calculé le nombre et les énergies des particules qui seraient émises par un trou noir primordial en phase d’explosion, compte tenu de sa température et de sa masse en diminution. Ils estiment qu'au cours de sa dernière nanoseconde, une fois qu'un trou noir est plus petit qu'un atome, il devrait émettre une dernière bouffée de particules, comprenant environ 10²⁰ neutrinos, avec des énergies d'environ 100 pétaélectronvolts (tiens, tiens… environ l'énergie du neutrino observé par KM3NeT ! ). Par exemple, pour produire une particule de 1 PeV, le trou noir doit avoir une masse de 4,8 10⁷ g (48 tonnes) (il ne lui reste alors plus que 0,457 µs à vivre) et pour produire une particule de 60 PeV, sa masse doit être de 800 kg et il ne lui reste alors plus que 0,2 ns avant la fin définitive. La théorie stipule que la toute dernière particule émise par le trou noir avant de disparaître doit atteindre l’énergie de Planck, soit 1/√8πG  ce qui fait 2,43 10¹² PeV.

Klipfel et Kaiser ont ensuite utilisé ce résultat pour calculer le nombre d'explosions de PBH qui devraient se produire dans une galaxie afin d'expliquer les résultats rapportés par IceCube. Ils trouvent que, dans notre région de la Voie lactée, environ 1 410 trous noirs primordiaux devraient exploser par parsec cube et par an.

La suite a consisté à calculer la distance à laquelle une telle explosion aurait pu se produire dans notre galaxie, pour qu'une poignée de neutrinos à haute énergie auraient pu atteindre la Terre et produire l'événement KM3NeT. Ils ont trouvé qu'un PBH aurait dû exploser relativement près de notre système solaire, à une distance environ 2 000 Unités Astronomiques de la Terre !

Les particules émises par une explosion aussi proche partent dans toutes les directions. Mais  Klipfel et Kaiser montrent qu'il existe une probabilité de 8 % qu'une explosion se produise suffisamment près du système solaire, une fois tous les 14 ans, pour que suffisamment de neutrinos à très haute énergie atteignent la Terre et expliquent les observations de IceCube et KM3Net.

8 % n'est pas très élevé, mais n’est pas très faible non plus…

Non seulement l'hypothèse selon laquelle ces événements de neutrinos à haute énergie proviennent chacun d'explosions de PBH réduit la tension entre les flux rapportés par IceCube et KM3NeT, mais elle permet également d'estimer ab initio le nombre attendu de tels événements. Si les PBH se sont formés par effondrement critique très tôt dans l'histoire cosmique, la population qui en résulte suivrait nécessairement une distribution de masse non triviale, comprenant une queue de loi de puissance pour les masses inférieures au pic de la distribution. Compte tenu des larges barres d'erreur sur le taux d'explosion isotrope des PBH déduit des données IceCube, les chercheurs trouvent des régions de l'espace des paramètres dans lesquelles une population de PBH inclurait une petite fraction de PBH qui subissent leur évaporation finale de Hawking et explosent aujourd'hui à un taux compatible avec le taux nécessaire pour expliquer tous les événements neutrinos signalés à ce jour avec 𝐸 > 1  PeV.

Cette estimation théorique est heureusement testable. Au moins trois données différentes pourraient tester ou contraindre le scénario. Premièrement, des événements supplémentaires de neutrinos à haute énergie provenant d'IceCube et/ou de KM3NeT réduiront les incertitudes sur les flux signalés et testeront davantage la compatibilité entre les taux d'explosion attendus des PBH et les flux de neutrinos observés. Deuxièmement, les détecteurs de rayons gamma à haute énergie à venir, tels que le Large High Altitude Air Shower Observatory (LHAASO), pourrait être sensibles à des taux d'explosion locaux de PBH aussi faibles que 1200 pc⁻³ an⁻¹, comparables au taux déduit des données actuelles d'IceCube. Et troisièmement, d'autres sondes astrophysiques des PBH de la gamme de masse des astéroïdes, notamment les perturbations gravitationnelles et les rayons cosmiques, pourraient restreindre davantage l'espace des paramètres, modifiant ainsi les taux d'explosion de PBH attendus.

Et puis, avec davantage d'événements de détection de neutrinos avec une énergie 𝐸𝜈 ≥1  PeV, nous pourrons clarifier davantage si des taux d'événements plus élevés proviennent de la direction du centre galactique, là où la densité de matière noire est sensée être la plus élevée...

 

Source

Ultrahigh-Energy Neutrinos from Primordial Black Holes

Alexandra P. Klipfel and David I. Kaiser

Phys. Rev. Lett. 135, 121003 (18 September 2025)

https://doi.org/10.1103/vnm4-7wdc

 

Illustrations

1. Vue d'artistee d'un rayonnement de Hawking proche de la Terre (Toby Gleason-Kaiser)

2. Alexandra Klipfel

Une croix d'Einstein exceptionnelle révèle un halo massif de matière noire

Une équipe internationale d'astrophysiciens vient de publier la découverte d'une galaxie lointaine qui subit une lentille gravitationnelle par un groupe de galaxies en avant-plan. Cinq images de la galaxie lointaine HerS-3 sont observées sous la forme d'une croix d'Einstein quasi parfaite, avec la cinquième image au centre. C'est la première fois qu'une telle croix d'Einstein galactique est observée en ondes radio. La reconstruction de la lentille gravitationnelle met en évidence la présence d'un halo massif de matière noire dans le groupe de galaxies d'avant plan, sans lequel la lentille ne peut pas être reproduite. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal.

HerS-3 est une galaxie poussiéreuse à formation d'étoiles située à un redshift z = 3,0607 (soit 2,1 milliards d'années après le Big Bang). Pierre Cox (Institut d'Astrophysique de Paris) et ses collaborateurs ont utilisé les radiotélescopes NOEMA et ALMA  pour effectuer une spectroscopie détaillée à 1 mm et de l'imagerie sur les cinq images de HerS-. Ils résolvent les images individuelles et montrent que chacune des cinq images présente une série de raies moléculaires ayant des vitesses centrales similaires, confirmant sans ambiguïté leurs décalages vers le rouge identiques. Les cinq images  ont notamment été détectées avec NOEMA dans des raies d'émission 12CO et H2O, et des raies OH+ et OH + observées en absorption. Les images ont des larges séparations, s'étendant jusqu'à 7,5 secondes d'arc pour les images NE et SW, ce qui est inhabituellement grand par rapport aux autres croix d'Einstein connues. Le continuum de poussière à haute résolution angulaire mesuré avec ALMA à 1 mm de longueur d'onde révèle que chaque image est étendue dans la direction est-ouest avec des luminosités changeant d'une image à l'autre. Les données de NOEMA et ALMA ont par ailleurs été complétées par des données d'imagerie d'un autre radiotélescope, le VLA, pour tracer le continuum radio à 6 GHz.

Ensuite, les chercheurs ont utilisé le télescope spatial Hubble pour observer les galaxies qui forment la lentille responsable de cette croix d'Einstein. L'image révèle un groupe composé de quatre galaxies avec un décalage vers le rouge z ∼ 1,0 (une distance de 7,8 milliards d'années-lumière). Le groupe est en fait composé de trois systèmes massifs proches (d'une masse stellaire d'environ 100 milliards M ⊙, qui sont appelées G1, G2 et G3, et d'une quatrième galaxie plus éloignée, au sud-est de G1, nommée G4, et qui a une masse comparable à celle de G1.

La croix d'Einstein est centrée entre les trois galaxies proches du groupe. Ces galaxies lentille appartiennent à un groupe plus vaste, comprenant dix autres membres dans un rayon d'environ 500 kpc autour de G1.

En prenant uniquement en compte les quatre galaxies massives visibles G1–G4, proches de HerS-3 et situées au centre du groupe de galaxies, les modèles de lentilles que Cox et ses collaborateurs construisent ne peuvent pas reproduire les propriétés des cinq images de la croix d'Einstein observées sur l'image du continuum ALMA à haute résolution angulaire. Les chercheurs indiquent que les autres galaxies du groupe d'avant-plan, lointaines et beaucoup moins massives, sont peu susceptibles de contribuer significativement à la lentille de HerS-3. L'absence d'autres galaxies visibles au même décalage vers le rouge dans le champ proche autour du groupe lentille a alors conduit Cox et ses collègues à envisager la possibilité d'une composante massive supplémentaire qui pourrait être le halo de matière noire du groupe. 

Ce n'est qu'en ajoutant cette nouvelle composante massive invisible, centrée entre 25 et 60 kpc au sud-est de G1, que la reconstruction correspond parfaitement aux propriétés des cinq images, à savoir leur position, leur luminosité, leur étendue spatiale et leur orientation.

Pour modéliser le halo de matière noire, les astrophysiciens ont testé plusieurs variantes. Ils montrent que les modèles de lentilles adoptant une sphère isotherme à noyau ou bien un halo sphérique de type NFW pour le halo de matière noire donnent des résultats tout aussi bons pour la reconstruction de la source. Cependant, la structure interne du halo de matière noire ne peut malheureusement pas être contrainte par les données actuelles. En particulier, la distribution de la carte de densité de surface est différente pour chacun des profils du halo de matière noire. Par conséquent, la masse du halo peut avoir n'importe quelle valeur comprise entre 1600 et 10 000 milliards de masses solaires.  

Et le grossissement total de la lentille est compris entre μ  ∼ 17 et 19 (avec des incertitudes significatives) respectivement pour les profils NFW et halo à noyau, respectivement.

Outre l'étude de la lentille responsable du dédoublement de HerS-3 en une croix d'Einstein, les astrophysiciens ont pu étudier en détails (5 fois) cette galaxie distante. HerS-3 apparaît comme une galaxie à sursaut d'étoiles avec un disque en rotation fortement incliné, tracé par les raies du CO. Des raies d'absorption décalées vers le bleu de OH + sont détectées sur chaque image, révélant une forte activité d'écoulement avec du gaz expulsé à des vitesses d'au moins 350 km s −1 depuis sa région centrale. Le réservoir de gaz moléculaire de HerS-3 aurait une masse estimée à 69 milliards de masses solaires et des conditions de forte excitation avec une température cinétique T kin  ∼ 270 K, probablement dominées par des chocs selon les chercheurs. 

La remarquable configuration de lentille de HerS-3 et les résultats obtenus vont maintenant être une base pour étudier plus en profondeur les propriétés de ce système. Une résolution angulaire plus élevée et des observations plus profondes, avec ALMA dans le submillimétrique et le télescope spatial Webb dans le proche et le moyen infrarouge permettront d'explorer plus en détail la morphologie et la cinématique de HerS-3 jusqu'à des échelles spatiales inférieures à 100 pc dans le plan source, et d'obtenir des images dans le proche infrarouge jusqu'à trois ordres de grandeur meilleures que celles obtenues par Hubble du groupe de galaxies lentilles et de l'environnement du halo de matière noire.

Ces images pourraient révéler des composantes plus faibles du groupe de galaxies et des effets de lentilles supplémentaires. La perspective d'obtenir des données d'une telle qualité ouvre bien sûr la voie à de nouvelles améliorations du modèle de lentilles, notamment en testant l'effet attendu si le vent puissant de HerS-3 traverse deux caustiques de la lentille. Il sera aussi possible de mieux contraindre la distribution de masse du groupe de galaxies entourant HerS-3 et de comprendre son état évolutif, de dériver avec une plus grande précision les propriétés du halo de matière noire, telles que son profil et sa masse associée, de placer des limites strictes à toute émission stellaire associée et, éventuellement, de montrer des preuves de sous-structures.

Avec sa croix d'Einstein exceptionnelle comportant une cinquième image centrale, le système HerS-3 se révèle être un laboratoire astrophysique unique pour explorer à de petites échelles spatiales une galaxie poussiéreuse à sursauts d'étoiles et, surtout, pour étudier les caractéristiques de la lentille gravitationnelle et les propriétés du halo de matière noire massif associé.

Source

HerS-3: An Exceptional Einstein Cross Reveals a Massive Dark Matter Halo

P. Cox, et al.

The Astrophysical Journal, Volume 991, Number 1 (16 September 2025)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/adf204

Illustrations

1. Image composite du système  HerS-3 et sa lentille (IAP)

2. Pierre Cox