Les premières étoiles supermassives de l'Univers peuvent résoudre plusieurs questions brûlantes

Les toutes premières étoiles qui se sont formées dans l’Univers à partir de 200 ou 100 millions d’années après la singularité sont appelées des étoiles de population III.1. La plupart d’entre elles étaient très massives, voire supermassives. Aujourd’hui, un astrophysicien américain propose, analyses et calculs rigoureux à l’appui, que ces premières étoiles supermassives ont pu être les graines des premiers trous noirs supermassifs. Et cerise sur le gâteau, grâce à leur fort effet ionisant sur le milieu qui les entourait, elles pourraient résoudre plusieurs tensions cosmologiques observées aujourd’hui, et non des moindres… L’étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Les étoiles Population III.1 naissent dans des mini-halos de matière noire d’environ 1 million de M⊙, qui sont définis comme les premières structures effondrées sans métal à se former dans l'Univers, de sorte qu'elles ne sont pas affectées par les rétroactions externes, en particulier les rétroactions ionisantes, provenant de sources astrophysiques. Les mini-halos exempts de métaux qui ont été ionisés ou partiellement ionisés, c'est-à-dire les sources de Population III.2, devraient présenter des abondances élevées d’hydrogène moléculaire, catalysées par la présence d'électrons libres, qui favorisent le refroidissement et donc la fragmentation dans le mini-halo. On sait que le processus d'annihilation de la matière noire à particules de type WIMP dans une protoétoile de Population III.1, peut affecter la structure stellaire, en particulier en maintenant la protoétoile dans un état relativement froid, ce qui peut alors lui permettre d'éviter la rétroaction de photoévaporation qui tronque généralement l'accrétion en cas de contraction. Ainsi, la protoétoile de Pop III.1 pourrait atteindre une masse d'environ 100 000 M⊙.

Le modèle prédit ainsi que tous les trous noirs supermassifs se forment tôt dans l'Univers, c'est-à-dire vers z ∼ 20 (180 mégannées après le Big Bang), sous forme de «graines»  d'environ 100 000 M⊙, et que l’effet ionisant des étoiles supermassives de Population III.1 détermine l'abondance cosmique de ces trous noirs supermassifs, avec des valeurs de l’ordre de 0.1 trous noirs par cMpc³ Il faut noter que d'autres modèles de formation de graines lourdes par « effondrement direct » dans des halos irradiés sans métal ou turbulents refroidis (∼100 millions M⊙) peinent à atteindre ce niveau d'abondance de plusieurs ordres de grandeur.

D’autre part, Jonathan Tan (université de Virginie) rappelle que la formation des trous noirs supermassifs par la population III.1 peut expliquer naturellement pourquoi il semble y avoir une échelle de masse minimale caractéristique dans la population des trous noirs supermassifs, c'est-à-dire une pénurie de trous noirs de masse intermédiaire dans la gamme de masse de 100 à 10 000 M⊙ , ce qui est lié à la teneur en masse baryonique des minihalos de la population III.1.

La théorie stipulant que les étoiles de Population III.1 sont à l’origine de la formation des trous noirs supermassifs prédit aussi qu'une partie importante de l'Univers primitif a été ionisée par ces étoiles supermassives à des redshifts z ∼ 20–30 (entre 100 et 180 mégannées après le Big Bang), une époque que Tan a baptisé l’époque du Flash.

Cette phase aurait été suivie d'une recombinaison vers un état neutre en quelques dizaines de millions d'années. Tan a donc cherché à montrer quelles seraient les implications de cette ionisation très précoce pour la profondeur optique de diffusion du fond diffus cosmologique (CMB), un paramètre qu’on appelle τ. C’est une mesure de la quantité de lumière qui est diffusée lorsqu'elle traverse un milieu, comme une couche d'atmosphère, un nuage, ou tout autre matériau transparent ou translucide. Elle est définie comme étant le logarithme de la fraction de lumière absorbée ou diffusée par les composants de la couche traversée. C'est une grandeur sans dimension, qui vaut 0 si le milieu est parfaitement transparent et 1 si parfaitement opaque.

Le milieu intergalactique ionisé qui est produit à partir des populations de galaxies standard contribue à une profondeur optique de diffusion des photons du CMB qui vaut τ_gal ≃ 0,06, ce qui correspond aux derniers résultats publiés par la collaboration Planck en 2020, qui trouvait τ = 0,054 ± 0,007. Mais une analyse plus récente de R. de Belsunce et al. (2021) a donné τ = 0,063 ± 0,005. Les histoires de réionisation qui correspondent à ces données du CMB indiquent que la réionisation a commencé à z ∼ 12 (370 mégannées post-BB) et s'est terminée à z ∼ 5 (1,3 gigannées post BB).

Mais il y a quelques mois, trois articles (I. J. Allali et al. 2025; T. Jhaveri et al. 2025; N. Sailer et al. 2025), ont avancé une valeur de τ plus élevée (environ 0,09), c'est-à-dire nettement supérieure aux valeurs déduites du CMB. Et les modèles théoriques indiquent que ces valeurs plus élevées contribueraient à atténuer les tensions sur la constante de Hubble basées sur les mesures du CMB par Planck et des récentes mesures des oscillations acoustiques baryoniques (BAO) effectuées par le Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Rappelons que, les résultats de de DESI combinées aux résultats du CMB de Planck, se traduisent par une préférence pour des masses négatives de neutrinos et une énergie noire évolutive. Il faut rappeler néanmoins que, comme l'ont souligné les différents auteurs, la mesure de τ à partir du CMB est confrontée à un grand nombre d'incertitudes systématiques difficiles à résoudre, à savoir les effets systématiques instrumentaux et les premiers plans astrophysiques, qui pourraient encore permettre une compatibilité avec une valeur plus élevée…

Si τ est en réalité plus proche de 0,09, cela aurait des implications majeures pour l'histoire de la réionisation de l'Univers. En particulier, cela nécessiterait une phase supplémentaire d'ionisation qui n'est pas spécifiquement incluse aujourd’hui dans la plupart des modèles astrophysiques. Le gaz intergalactique doit être ionisé pour être transparent.

Étant donné que la fraction d'ionisation du milieu intergalactique qui est observée est proche de l'unité à un redshift de 10 (Tang et al. 2024), les résultats de S. R. Furlanetto & A. Loeb (2005) indiquent qu'une phase précoce d'augmentation de la fraction d'ionisation de l’univers nécessiterait une population très distincte de sources ionisantes à grand redshift. Et il se trouve que, justement, les étoiles supermassives de la population III.1 pourraient être de telles sources d’ionisation, en plus d’offrir une origine pour les trous noirs supermassifs !

Jonathan Tan a donc calculé la paramètre τ qui est directement produit par les étoiles de Pop III.1. Il trouve une contribution de τ_PopIII.1 d’environ 0,04. En combinant cette valeur avec la contribution des populations galactiques standard à z ≲ 10 (τ_gal ≃ 0,06), on obtient un total de τ ≃ 0,10.

Le modèle des étoiles de Pop III.1 permet donc de retrouver la valeur de τ récemment mesurée par Allali T. Jhaveri, N. Sailer et leurs collaborateurs.

De plus, Tan explique que l'émission radio provenant de l’époque du Flash devrait augmenter le fond radio cosmique, ce qui pourrait aider à expliquer une autre anomalie : la grande profondeur d'absorption de la raie à 21 cm qui a été rapportée par l'Experiment to Detect the Global EoR Signature (EDGES). Le signal détecté par cette expérience est centré sur un redshift de 17,2 et présente une profondeur d'absorption au moins deux fois plus forte que celle prévue par les scénarios astrophysiques standard du modèle ΛCDM. Une explication possible de cette observation implique un fond radio plus élevé, équivalent à une température de brillance de 67,2 K, c'est-à-dire nettement supérieure à celle du CMB à ces redshifts avec T_CMB = 49,5 K.

À l'inverse, la confirmation de la profondeur d'absorption de la raie à 21 cm mesurée par EDGES imposerait des contraintes plus strictes au modèle Population III.1. Cela motive encore plus l'exploration du scénario de réionisation flash par les étoiles de Population III.1, pour Jonathan Tan.

En résumé, les étoiles de Population III.1 supermassives permettraient d’expliquer d’une part la naissance des trous noirs supermassifs et produiraient en outre une intense ionisation précoce de l’univers, une ionisation flash qui n’était jusque-là non prise en compte. Or, cette ionisation supplémentaire, une fois ajoutée dans les modèles, permettrait de réduire la tension sur la constante de Hubble et l’apparente évolution de l’énergie noire en modifiant l’analyse du CMB, et également de résoudre partiellement l’anomalie de l’expérience EDGES. C’est, il faut le dire, une solution très élégante, sans oublier que ces étoiles supermassives ne peuvent exister que par l’existence de particules de matière noire qui peuvent s’annihiler…

 

Source

Flash Ionization of the Early Universe by Population III.1 Supermassive Stars

Jonathan C. Tan

The Astrophysical Journal Letters, Volume 989, Number 2 (19 august 2025)

http://doi.org/10.3847/2041-8213/adf8da

Illustrations

1. Simulation de la bulle de gaz ionisé entourant une étoile de population III.1 (M. Sanati (Chalmers & J. Tan)

2.Jonathan Tan

Détection directe en rayons X d'un filament de gaz intergalactique chaud (WHIM)

Des astronomes ont découvert un immense filament de gaz chaud reliant quatre amas de galaxies au sein du superamas de Shapley. Dix fois plus massif que notre galaxie, ce filament apparaît contenir une partie de la matière baryonique « manquante » de l'Univers, confirmant les prédictions des simulations cosmologiques qui allaient dans ce sens. Ils publient leur découverte dans Astronomy&Astrophysics.

On rappelle que, aujourd'hui, plus d'un tiers de la matière normale de l'Univers local manque à l'appel. Elle n'a pas encore été observée, mais elle est nécessaire au bon fonctionnement du modèle cosmologique. Le modèle standard suggère que cette matière insaisissable pourrait exister sous forme de longs filaments de gaz chaud, reliant les groupes d'amas qu'on appelle le WHIM (Warm <hot Intergalactic Medium). Ce dernier présente une faible luminosité de surface et une émission de rayons X mous, ce qui le rend difficile à détecter. Jusqu'à présent, l'émission X du WHIM n'a ​​été détectée que dans un très petit nombre de filaments individuels, tandis que c'est dans un nombre encore plus restreint de filaments, que le WHIM a pu être analysé par spectroscopie.

Konstantinos Migkas (Université de Leiden) et  ses collaborateurs ont utilisé les télescopes spatiaux à rayons X XMM-Newton de l'ESA et Suzaku de la JAXA pour caractériser un tel filament de gaz chaud qui relie deux paires d'amas de galaxies entre eux : A3530/32 et A3528-N/S. Ils ont utilisé XMM-Newton pour rendre compte de manière robuste des sources ponctuelles dans le filament, que Suzaku ne parvient pas à détecter en raison de sa faible résolution angulaire, et pour caractériser complètement les amas voisins et leur contamination du signal dans la région du filament (par exemple des trous noirs supermassifs en arrière plan ou en avant plan). 

Migkas et ses collaborateurs ont ainsi produit l'imagerie directe et la détection spectroscopique de l'émission thermique étendue du WHIM de ce filament unique. Leur analyse confirme l'existence d'une émission de rayons X supplémentaire de 21±3 % dans tout le filament par rapport au fond du ciel à un niveau statistique de 6,1 σ . Les chercheurs parviennent à contraindre la température du gaz du filament, la densité électronique et la surdensité baryonique à respectivement  kT ≈ 0,8−1,1 keV (soit plus de 10 millions de K), ne ≈10-5 électrons.cm-3 et δb ≈ 30−40, respectivement, ce qui est en accord avec les simulations cosmologiques, et ce pour  pour la première fois pour un filament unique. Indépendamment de l'analyse des rayons X, les astrophysiciens identifient également une surdensité de galaxies dans tout le filament grâce à la base de données de vitesse du superamas de Shapley et peuvent limiter la longueur 3D du filament à 7,2 Mpc, avec un angle de 53° avec le plan du ciel. Il s'agit de la première détection spectroscopique en rayons X d'une émission du WHIM "pur" provenant d'un filament individuel et intact, sans contamination significative provenant de sources ponctuelles non résolues.

La détection de l'émission du WHIM des filaments cosmiques est essentielle pour résoudre le problème des baryons manquants et mieux comprendre la structure à grande échelle. Mais très peu d'études ont rapporté une détection par rayons X de l'émission provenant de filaments individuels, et encore moins d'études ont analysé l'émission WHIM spectralement. Dans cette étude, les chercheurs ont détecté sans ambiguïté un filament cosmique de 7,2 Mpc de long par imagerie et analyse spectroscopique. Ce filament avait été récemment découvert grâce à sa surdensité optique de galaxies par Aghanim et al. (2024).

Les quatre amas ont des masses intermédiaires d'environ 200 000 milliards de masses solaires. La masse totale de gaz du filament est d'environ 12 000 milliards  M⊙ . Les résultats de Migkas et al. concordent bien avec les propriétés thermodynamiques des filaments telles que prédites par les simulations cosmologiques de la structure à grande échelle. Mais des études antérieures avaient rapporté un δb environ 5 fois plus élevé pour d'autres filaments. Les chercheurs précisent que cette différence peut provenir du fait que leur méthodologie détaillée permet d'éliminer efficacement la contamination de l'émission de type AGN, ce qui a permis de retracer l'émission WHIM provenant uniquement du filament vierge, alors que les études précédentes auraient pu être davantage affectées par l'émission résiduelle des halos et des sources ponctuelles. Et cela pourrait les avoir conduits à surestimer la densité du gaz filamentaire.

En conclusion, Migkas et ses collaborateurs avertissent que, lorsque seules les données Suzaku sont utilisées (sans résoudre toutes les autres sources dans l'ensemble du filament), les propriétés du gaz sont significativement affectées et cela biaise les résultats finaux. C'est grâce à l'ajout des données X profondes de haute qualité, comme celles de XMM-Newton qu'ils ont pu caractériser le WHIM de manière robuste.

Les "baryons manquants" ne sont désormais plus manquants. 

Source

Detection of pure warm-hot intergalactic medium emission from a 7.2 Mpc long filament in the Shapley supercluster using X-ray spectroscopy

K. Migkas et al.

A&A, 698, A270 (19 June 2025)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202554944

Illustrations

1. Le filament de gaz chaud détecté entre les quatre amas de galaxies (Migkas et al.)

2. Konstantinos Migkas

L'amas de Coma renforce encore la tension de Hubble

Il y a quelques mois, la collaboration DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) a mesuré une relation étroite entre la constante de Hubble-Lemaître (H₀) et la distance à l'amas de galaxies de Coma, en utilisant la relation dite du plan fondamental (FP) sur l'échantillon le plus profond et le plus homogène de galaxies de type précoce. A partir de cette relation indépendante du modèle cosmologique, on peut déterminer une valeur de H₀ si on mesure la distance de l'amas de Coma. Inversement, en considérant une certaine valeur de H₀, on peut en déduire la distance de l'amas et la comparer avec des valeurs obtenues autrement, de quoi tester la tension existante sur la constante de Hubble-Lemaître. Une équipe d'astrophysiciens vient de faire ce test en mesurant pour la première fois la distance de l'amas de Coma grâce à 13 supernovas de type Ia, des chandelles standard. La distance qu'ils obtiennent mène à une valeur de H₀ de 76,5 ± 2,2 km s^-1.Mpc^-1, renforçant encore la tension sur le taux d'expansion actuel de l'Univers, et le besoin de réviser le modèle standard.

La « tension de Hubble » fait référence à l'écart qui est observé dans la valeur de la constante de Hubble-Lemaître, H₀, entre plusieurs mesures de distance locale et de décalages vers le rouge (regroupées autour de H₀ ~ 73 km s^-1.Mpc^-1) par rapport à la valeur déduite des mesures du fond diffus cosmologique et le modèle standard de la cosmologie ΛCDM (trouvée autour de H₀ ~ 67,5 km s^-1.Mpc^-1). Comme il n'existe pas encore de théorie acceptée de nouvelle physique pour expliquer cet écart, on est toujours en train d'élaborer de nouvelles méthodes de mesures indépendantes pour mieux caractériser ce phénomène.

Il y a quelques mois, la collaboration Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) (K. Said et al. 2024) a déterminé la relation du plan fondamental (FP) de l'échantillon le plus profond et le plus homogène de galaxies de type précoce dans l'amas de Coma (DESI Collaboration et al. 2024 ), ce qui permet de relier la distance et la valeur de H_0. Ce qu'on appelle la relation FP, c'est une relation connue depuis 1987 pour les galaxies de type précoce entre leur dispersion de vitesse, leur luminosité de surface et leur rayon apparent, qui ajoute un paramètre et resserre la relation de Faber-Jackson de 1976 entre leur vitesse et leur luminosité. La mesure de la collaboration DESI consiste en des décalages vers le rouge et des distances FP non étalonnées pour 4191 galaxies de type précoce dans le flux de Hubble et 226 distances FP de ce type au sein de l'amas de Coma. DESI a mesuré le flux de Hubble pour des redshifts compris entre  0,023 et 0,1, et Coma ne leur sert que de lieu de référence, riche en galaxies de type précoce, où les distances FP non étalonnées peuvent être ensuite étalonnées à partir de la connaissance de la distance réelle de l'amas de Coma. Avec la distance de Coma qu'ils ont utilisée, les astrophysiciens de DESI trouvaient H₀ = 76,05 ± 0,35 (statistique) ± 0,49 (FP systématique) ± 4,86 ​​(étalonnage FP) km.s^-1.Mpc^-1.

L'estimation de H₀  à partir de la relation FP de DESI dépend bien sûr de la connaissance de la distance réelle de Coma. Les chercheurs de DESI l'ont estimée à partir d'une mesure de fluctuation de luminosité de surface d'une galaxie de Coma qui a été faite en 2021, à DComa  = 99,1 ± 5,8 Mpc. L'incertitude totale de la mesure de DESI sur H₀ est modeste à ±1,3 km.s^-1.Mpc^-1 (elle est dominée par la mesure de la relation FP sur 226 galaxies de Coma). L'incertitude dans l'estimation de H₀ par DESI est vraiment dominée par la connaissance de la distance à Coma.

En voyant cela, Daniel Scolnic (Duke University) et ses collaborateurs, dont le nobélisé Adam Riess,  on cherché à améliorer cette incertitude en remesurant la distance à Coma avec cette fois un nouvel échantillon d'une douzaine de supernovas de type Ia dans l'amas et en exploitant d'autres mesures de distance du télescope spatial Hubble et du télescope spatial James Webb pour améliorer la contrainte sur H₀.

Il faut dire que Coma a une longue histoire de mesures de distance à partir des objets qu'il contient. Une compilation historique des mesures de distance a été présentée en 2020 on y retrouve l'utilisation de diverses méthodes, qui donnent une moyenne pour la valeur de distance de Coma d'environ 95 Mpc. Le HST Key Project a par exemple étalonné la relation FP dans des amas proches (Virgo, Fornax et Leo I) et Coma, ce qui a donné une distance mesurée de 86 ± 8 Mpc. L'amas de Coma est trop éloigné pour utiliser directement des indicateurs de distance primaires (c'est-à-dire les Céphéides, les étoiles de la pointe de la branche des géantes rouges (TRGB), les Miras, les étoiles de la branche des géantes asymptotiques de la région J (JAGB), ou les étoiles supergéantes bleues). En revanche il est riche en galaxies de type précoce, qui sont des cibles idéales pour les méthodes basée sur la fluctuation de luminosité ou basées sur les galaxies comme la relation FP.

Et les supernovas Ia offrent un outil particulièrement efficace pour calibrer la distance de l'amas de Coma. Avec des taux canoniques d'une supernova par galaxie tous les 100 ans, on peut s'attendre à ce que de l'ordre d'une dizaine de supernovas dans Coma aient été découverts par diverses études au cours de la dernière décennie. L'effort le plus récent pour collecter des supernovas Ia dans Coma provient d'une étude de 1990 (M. Capaccioli et al. 1990 ), qui a rassemblé cinq supernovas Ia des années 1960 et 1970 remontant aux travaux de Fritz Zwicky en 1961. Malheureusement, la qualité de ces données selon les normes modernes est assez médiocre. Une mesure précise de la distance nécessite plusieurs supernovas Ia dont les courbes de lumière et les spectres respectent la qualité contemporaine des systèmes photométriques bien caractérisés. Jusqu'à la dernière décennie, Coma n'était pas continuellement recherchée pour des phénomènes transitoires, de sorte que de nombreuses supernovas Ia passées auraient été manquées. La compilation Pantheon+ de 2022 ne contient que deux supernovas Ia situées dans Coma. Par contre, des relevés récents comme l'Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) et le Zwicky Transient Facility (ZTF) ont couvert de grandes fractions du ciel incluant la zone de l'amas de Coma et il se trouve que les requêtes de leurs bases de données indiquent qu'ils ont trouvé plus de 10 supernovas Ia autour de Coma au cours des dernières années.

Scolnic et ses collaborateurs ont donc utilisé les courbes de lumière de ces supernovas pour mesurer une distance précise de Coma en se basant sur les étalonnages de la luminosité absolue des supernovas Ia. Daniel Scolnic et ses collaborateurs parviennent à mesurer la distance la plus précise de Coma à partir de 13 supernovas de type Ia dans l'amas. Leur étalonnage de la magnitude absolue des supernovas Ia avec l'échelle de distance déterminée avec le télescope Hubble leur donne une distance DComa = 98,5 ± 2,2 Mpc, la valeur de distance la plus précise à ce jour et une valeur très proche de celle obtenue par la collaboration DESI, et qui est tout à fait cohérente avec la valeur canonique comprise entre 95 et 100 Mpc. Et donc, en appliquant ensuite la relation FP de DESI, cette distance donne H₀  = 76,5 ± 2,2 km s^-1.Mpc^-1. 

L'inversion de la relation FP en l'étalonnant sur la valeur de H₀ de Planck+ΛCDM (67,4 km km s^-1.Mpc^-1) implique une distance beaucoup plus grande : DComa  = 111,8 ± 1,8 Mpc, ce qui est 4,6 σ au-delà de la  mesure directe. Indépendamment des supernovas, la relation FP du projet HST Key telle que calibrée par les Céphéides, la pointe de la branche des géantes rouges (avec le JWST) ou les fluctuations de luminosité de surface dans le proche infrarouge (avec le HST) donnent toutes une distance D Coma  < 100 Mpc...

Selon les chercheurs, à partir d'un large éventail d'estimations de distance compilées depuis 1990, il est difficile de voir comment l'amas de Coma pourrait être situé aussi loin que la prédiction issue de la valeur de H₀ de Planck+ΛCDM, supérieure à 110 Mpc. En étendant le diagramme de Hubble à Coma, qui est un endroit bien étudié dans notre voisinage dont la distance était en bon accord bien avant la tension de Hubble, DESI indique donc un conflit plus marqué entre notre connaissance des distances locales et ce que prédit le modèle cosmologique. Cette surtension est confirmée par cette nouvelle étude qui fournit une nouvelle valeur de distance indépendante. 

Alternativement, Scolnic et ses collaborateurs se sont amusés à combiner les mesures de distance locale non corrélées à Coma avec la mesure de DESI, et ils trouvent H₀  = 76,9 ± 2,0 km s^-1.Mpc^-1 , soit 4,6 σ au delà de la valeur de Planck issue du CMB avec le modèle cosmologique standard. Cette nouvelle voie de mesure, le diagramme de Hubble par la distance de Coma et avec  DESI, offre ainsi un autre point de vue sur la tension de Hubble, observée ici à partir d'une gamme encore plus large d'indicateurs de distance locale, et indépendante des supernovas Ia mesurant le flux de Hubble. 

Il n'y a plus qu'à attendre encore un peu les futurs programmes qui affineront la distance de l'amas de  Coma et d'autres plus proches pour aider à éclairer cette nouvelle fenêtre locale sur la tension de Hubble. Scolnic et ses collaborateurs précisent en conclusion qu'il existe de bonnes perspectives d'amélioration de leur résultat à court terme. Les programmes JWST à venir ont par exemple ciblé Coma pour des mesures intensives au cours du cycle 3 (2025). De plus, un suivi spectroscopique et photométrique dédié des supernovas dans l'amas de Coma pourrait facilement améliorer le résultat actuel. Il est probable que d'ici quelques années, l'incertitude sur H₀ via une échelle de distance basée sur Coma ne sera pas dominée par les incertitudes des mesures au sein de l'amas mais plutôt par l'étalonnage de ces mesures ailleurs dans cette nouvelle échelle de distance.

La tension de Hubble n'a jamais été aussi tendue. Combien de temps encore tiendra la théorie sous-jacente du modèle standard face aux observations ?

Source

The Hubble Tension in Our Own Backyard: DESI and the Nearness of the Coma Cluster

Daniel Scolnic et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 979, Number 1 (15 january 2025)

http://doi.org/10.3847/2041-8213/ada0bd

Illustration

1. Localisation des supernovas utilisées dans l'amas de Coma

2. Daniel Scolnic

Energie noire : la grande illusion ?

Une équipe de chercheurs de l'université de Christchurch en Nouvelle-Zélande vient de publier un article dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, dans lequel ils montrent grâce à des observations de supernovas, que l'accélération de l'expansion cosmique que l'on en déduit n'est pas uniforme et isotrope, de quoi tout remettre en question... 

On le sait, le modèle cosmologique standard ΛCDM est confronté à de sérieux défis à la lumière des résultats récents du Dark Energy Survey et pourrait devoir être reconsidéré à un niveau fondamental. Antonia Seifert (Université de Canterbury, Christchurch) et ses collaborateurs ont effectué une analyse statistique améliorée des courbes de lumière et des données spectroscopiques des supernovas de type Ia du grand relevé Pantheon+, une analyse indépendante du modèle cosmologique standard. L'équipe de Christchurch a travaillé en étroite collaboration avec l'équipe de la collaboration Pantheon+ qui avait minutieusement produit un catalogue de 1 535 supernovas distinctes.

Les astrophysiciens améliorent une méthodologie standard qui avait été adoptée par Lane et al. en 2024 pour tenter de comparer ce que prédit le modèle ΛCDM et ce que prédit un autre modèle cosmologique qui est appelé le modèle du "paysage temporel" et qui prend en compte la rétro-action des inhomogénéités gravitationnelles, un modèle qui a été proposé par David Wiltshire, tout d'abord le 22 octobre 2007 dans l'obscur New Journal of Physics puis le 20 décembre 2007 dans la prestigieuse Physical Review Letters. Le modèle du paysage temporel, bien que statistiquement homogène et isotrope, s'écarte de l'évolution moyenne du modèle cosmologique standard et remplace l'énergie sombre par l'énergie gravitationnelle cinétique et ses gradients. 

Le modèle de « paysage temporel »  n'a pas besoin d'énergie noire parce que les différences d'étirement de la lumière des supernovas qui sont observées ne seraient dans ce cas pas le résultat d'un Univers en expansion accélérée mais plutôt une conséquence de la façon dont nous calibrons le temps et la distance. Il prend en compte que la gravité ralentit le temps, donc qu'une horloge idéale dans l'espace vide tourne plus vite qu'à l'intérieur d'une galaxie. Le modèle suggère par exemple qu'une horloge située dans la Voie Lactée serait environ 35 % plus lente que la même horloge située à une position moyenne dans de grands vides cosmiques, ce qui signifie que des milliards d'années supplémentaires se seraient écoulés dans les vides, relativement à nous, ce qui permettrait une plus grande expansion de l'espace, et ce qui donnerait l'impression que l'expansion s'accélère lorsque ces vastes vides deviennent dominants dans l'Univers.

Le modèle du paysage temporel est en fait une implémentation particulière du schéma de moyenne scalaire qui avait été proposé par Buchert et al. en 2000 pour intégrer la rétro-action des inhomogénéités cosmiques (l'effet des vides sur les grandes structures, et vice-versa). Au lieu du paramètre de densité moyenne de matière du modèle de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (comme dans ΛCDM), le modèle du "paysage temporel" (Timescape) de Wiltshire est caractérisé par la fraction de vide qui représente le volume fractionnaire des régions en expansion de l’univers constituées de vides.

Un ingrédient clé du modèle de paysage temporel est une relation d'intégrabilité particulière pour les équations de Buchert : la condition d'expansion de Hubble quasi-locale uniforme. Physiquement, elle est motivée par une extension du principe d'équivalence forte d'Einstein aux petites échelles cosmologiques (entre 4 et 15 Mpc) des échelles où les perturbations de l'expansion isotrope moyenne et du mouvement isotrope moyen ne peuvent pas être distinguées par l'observation.

Seifert et ses collaborateurs comparent les observations de supernovas avec les deux modèles via des statistiques bayésiennes. En cosmologie standard, on suppose que les différences par rapport à l'expansion moyenne de l'espace-temps de Friedmann Lemaître Robertson Walker sont principalement attribuées aux poussées de Lorentz locales, c'est-à-dire aux vitesses particulières de la source et de l'observateur, les potentiels gravitationnels contribuant à des variations fractionnaires de l'ordre de 10^-5 de l'expansion moyenne à l'échelle des galaxies et des amas de galaxies. Dans le modèle du "paysage temporel", la même variation fractionnaire peut atteindre 10^-3. Seifert et ses coauteurs rappellent en outre que la signature d'une courbure spatiale cinétique émergente des vides a été identifiée il y a quelques mois par Williams et al. dans des simulations cosmologiques utilisant la relativité générale numérique complète sans prendre en compte de constante cosmologique.

Les astrophysiciens précisent que le modèle standard et le modèle de paysage temporel s'accordent empiriquement sur une échelle d'homogénéité statistique (SHS) de z=0,033 par la fonction de corrélation galactique à deux points. C'est en dessous de cette échelle que le modèle du paysage temporel propose ses tests et prédictions les plus importants, à des échelles où les filaments, les nappes et les vides de la toile cosmique sont toujours en expansion mais dans le régime non linéaire.

Lorsqu'ils considèrent l'ensemble du relevé Pantheon+, Seifert et ses collaborateurs trouvent des preuves très solides ​​en faveur du modèle du paysage temporel. De plus, même en limitant l'échantillon à des décalages vers le rouge au-delà de l'échelle d'homogénéité statistique, le modèle du paysage temporel est encore préféré par rapport à ΛCDM : les preuves bayésiennes penchent une fois de plus en faveur du paysage temporel.

Seifert et ses collaborateurs précisent que tout biais astrophysique ou environnemental aurait probablement un impact sur les deux modèles cosmologiques. Ainsi, la forte préférence pour le paysage temporel nécessiterait une combinaison extrêmement subtile de tels biais pour en être la cause principale. 

S'ils se confirment à l'avenir, ces résultats impliquent des conséquences profondes pour la cosmologie et l'astrophysique. En effet, une nette préférence pour un modèle de paysage temporel dans les données d'observation par rapport au modèle cosmologique standard pourrait indiquer la nécessité de réviser les fondements de la cosmologie théorique, à la fois ontologiquement et épistémologiquement, pour mieux comprendre les inhomogénéités et leur rétro-action sur l'évolution moyenne de l'Univers.

Le satellite Euclid de l'Agence spatiale européenne, lancé en juillet 2023 et qui fournira ses premières données scientifiques exploitables dans un an, est capable de tester et de distinguer les deux modèles cosmologiques. Mais cela nécessitera au moins 1 000 observations indépendantes de supernovas de haute qualité. Selon les chercheurs, d'autres observations d'Euclid et du télescope spatial Nancy Grace Roman seront de toute façon nécessaires pour renforcer le modèle du paysage temporel. La course est relancée pour utiliser la richesse des nouvelles données pour révéler la véritable nature de l'énergie noire, si elle existe...

Source

Supernovae evidence for foundational change to cosmological models 

Antonia Seifert, et al.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 537, Issue 1, (19 december 2024)

https://doi.org/10.1093/mnrasl/slae112

Illustrations

1. Schéma simplifié de l'évolution de l'Univers avec les composantes dominantes à chaque époque (NASA)

2. Antonia Seifert 

Le Cold Spot du fond diffus cosmologique expliqué par un avant-plan galactique

En juillet dernier (épisode 1523, classé à la 16ème place dans notre rétrospective 2023) , je vous relatais la découverte d'un possible effet d'avant plan pouvant expliquer les anomalies de température du fond diffus cosmologique. J'annonçais alors la parution ultérieure d'un article qui serait consacré exclusivement à la zone particulière du Cold Spot dans la carte du fond diffus cosmologique (CMB). Ce nouvel article vient de paraître fin décembre, et c'est toujours aussi attrayant! 

Rétrospective des 23 plus belles découvertes de 2023

L'heure de la rétrospective annuelle est venue ! Je vous propose de retrouver ci-dessous les 23 découvertes qui ont marqué cette année 2023, sous la forme d'un classement qui se veut tout à fait subjectif... 

Bonne année à toutes et tous ! 

23 : Découverte d'une galaxie sans étoiles (07.03)

22 : Caractérisation d'un sursaut gamma ultra-long et ultra-lointain (29.09)

21 : La vitesse ultime des trous noirs errants (25.08)

20 : Découverte d'une étoile produite dans un résidu de supernova par instabilité de paires (07.06)

19 : IceCube détecte les neutrinos de la Voie Lactée (07.07)

18 :  Vénus a une activité volcanique actuellement (19.03)

17 :  Nouvelle image du trou noir M87* obtenue grâce à l'intelligence artificielle (13.04)

16 : Les anomalies du fond diffus cosmologique expliquées par un effet d'avant plan galactique (09.07)

15 :  Découverte d'un trou noir de 100 millions de masses solaires 470 megannées post Big Bang (9.11)

14 : Le panache d'eau de Encelade analysé par le télescope Webb (01.06)

13 : Du phosphore détecté dans les panaches de Encelade (16.06 )

12 : De nombreuses molécules organiques identifiées dans les panaches de Encelade (15.12)

11 : Première mesure de la masse d'une naine blanche isolée (02.02)

10  : Mesure inédite de H0 grâce à une supernova démultipliée réapparue avec un retard, et nouveau pavé dans la mare (13.05)

9 : Détection d'une particule de 244 milliards de GeV, soit 40 Joules (29.11)

8 : Mesure inédite du ringdown dans GW190521 et réévaluation à la hausse de la masse du trou noir résultant (5.12 )

7 : La masse de la Voie Lactée divisée par 5 par une mesure précise de sa courbe de rotation (10.10)

6 : Découverte de 8 sursauts radio ultra-rapides (ultra FRB) (20.10)

5 : Découverte de 6 galaxies candidates très massives environ 600 mégannées post Big Bang (24.02)

4 : L'antimatière tombe vers le bas ! (27.09)

3 : L'espace-temps rayonne à proximité des trous noirs et des étoiles à neutrons (04.06)

2 : Détection du fond diffus d'ondes gravitationnelles à basse fréquence (29.06)

1 : GRB 221009A : le sursaut gamma le plus brillant depuis 10 000 ans (30.03)

La croissance ralentie des grandes structures de l'Univers résout 2 tensions du modèle ΛCDM (mais en ajoute une nouvelle)

À mesure que l'univers évolue, la relativité générale et le modèle cosmologique standard qui en dérive prédisent que les grandes structures cosmiques doivent croître à un certain rythme : les régions denses comme les amas de galaxies, deviennent plus denses, tandis que les vides deviennent plus vide, à un certain rythme. Mais des chercheurs viennent de trouver que ce rythme de croissance est plus lent que ne le prévoit la théorie. Cela permet de résoudre des tensions existantes sur des paramètres du modèle standard, mais ça en crée une nouvelle et met le modèle standard à nouveau en difficulté. L’étude est publiée dans Physical Review Letters.

La dilatation temporelle liée à l'expansion observée dans des quasars à haut redshift

Un objet qui est situé dans l’univers indiquant un décalage vers le rouge (redshift) noté z, voit sa lumière décalée d’un facteur relatif z=Δλ/λ Mais cela dit aussi que les longueurs d’ondes de sa lumière sont étirées d’un facteur (z+1) et que la source en question se trouve dans un univers qui est (z+1) fois plus petit que l’univers dans lequel nous vivons aujourd’hui. Et la cosmologie relativiste nous dit aussi que cet objet qui est observé avec le redshift z doit montrer une dilatation temporelle d’un facteur (z+1) par rapport à nous : le temps doit s’y écouler (z+1) fois moins vite pour les observateurs que nous sommes. Cet effet peut théoriquement être observable sur des objets qui sont naturellement variables où qui évoluent rapidement. Il a déjà été observé sur des supernovas très éloignées, mais étonnamment, l’observation de l’émission variable de quasars lointains ne semblait pas montrer cette dilatation temporelle cosmologique malgré leurs redshifts souvent très élevé. Et bien c’est désormais chose faite ! Deux astrophysiciens, australien et néo-zélandais viennent de démontrer cet effet de dilatation temporelle dans des quasars à haut décalage vers le rouge grâce à une étude statistique de leur luminosité variable. Ils publient leur étude dans Nature Astronomy.

La constante de Hubble mesurée avec des ondes gravitationnelles : 68 km/s/Mpc !

C'est un article assez incroyable que vient de publier The Astrophysical Journal. Il comporte 1270 co-auteurs, leur liste complète remplis les 4 premières pages de l'article, et la liste de leurs institutions tout autant... hallucinant...  Il s'agit en fait de la supercollaboration internationale des physiciens détecteurs d'ondes gravitationnelles : LIGO, VIRGO et KAGRA. Dans cette étude de 37 pages (moins 8), ils exploitent les informations de 47 événements d'ondes gravitationnelles compilés dans leur troisième catalogue qui en comportait 90 pour déterminer le taux d'expansion de l'Univers en fonction du redshift et sa valeur au redshift 0, qu'on appelle aussi la constante de Hubble Lemaître H₀. Et la valeur qu'ils obtiennent va encore à l'encontre de la valeur déterminée via les supernovas Ia !... et elle est tout à fait cohérente avec la valeur déduite des mesures du fond diffus cosmologique et du modèle standard, même si elle arbore encore une incertitude systématique assez grande. 

Des trous noirs primordiaux à l'origine du champ magnétique cosmologique ?

L'origine du champ magnétique cosmologique qui baigne l'univers reste aujourd'hui un mystère. Dans une nouvelle étude, des physiciens états-uniens examinent si ce champ magnétique aurait pu être généré dans l'Univers primordial par une population de trous noirs primordiaux, qui auraient été chargés électriquement et en rotation. La réponse est oui (mais c'est pas simple). Ils publient leurs résultats dans Physical Review D.

Mesure inédite de H0 grâce à une supernova démultipliée réapparue avec un retard, et nouveau pavé dans la mare

Une nouvelle estimation de la constante de Hubble-Lemaitre H₀, le taux d'expansion actuel de l'Univers, vient d'être obtenue grâce à une méthode inédite, celle du délai temporel d'une supernova ayant subi une lentille gravitationnelle, qui s'est retrouvée démultipliée à des époques différentes. Et le résultat est précis à 4 km/s/Mpc... et il est plutôt proche de la valeur déduite du fond diffus cosmologique... Diantre! L'étude fait l'objet de deux articles, un dans Science et l'autre dans The Astrophysical Journal.

Les trous noirs à l'origine de l'énergie sombre ?

Il y a deux semaines, une équipe d'astrophysiciens publiait un résultat troublant concernant le grossissement des trous noirs supermassifs dans des galaxies elliptiques : les trous noirs supermassifs montrent un grossissement décorrélé de celui de la masse en étoiles de leur galaxie, mais par contre, leur grossissement paraît très lié au redshift, c'est à dire au grandissement de l'Univers dans sa globalité. Aujourd'hui, la même équipe publie une analyse théorique de ces observations et arrive à la conclusion que les trous noirs contiendraient de l'énergie du vide, n'auraient pas de singularité et ne seraient rien d'autre que l'origine de ce qu'on appelle l'énergie sombre ! Les articles sont parus dans The Astrophysical Journal et The Astrophysical Journal Letters.

Nouvelle mesure en tension du paramètre cosmologique S8 d'agglomération des galaxies

Les résultats d'une nouvelle analyse complexe de corrélations croisées entre deux types de données différentes confirment les soupçons des cosmologistes selon lesquels une tension sur le paramètre S₈ du modèle standard ΛCDM existe bel et bien. Trois articles consacrés à cette étude sont parus dans Physical Review D. 

Webb à la rescousse de Hubble sur les Céphéides

Le télescope Webb vient de permettre une mesure très importante : la mesure de la luminosité d'étoiles Céphéides dans une galaxie où avait observée une supernova. C'est le moyen utilisé pour calibrer les échelles de distance pour la détermination précise de la constante de Hubble-Lemaitre. Jusqu'à aujourd'hui c'est le télescope Hubble qui était utilisé. Et comme on obtenait une valeur de H0 en tension avec la valeur issue des mesures du fond diffus cosmologique (CMB), on pouvait légitimement mettre en question le télescope Hubble lui-même et ses mesures de Céphéides. Nous avons maintenant deux instruments indépendants pour cette mesure. Et devinez ce que Webb trouve ? L'étude est parue dans The Astrophysical Journal Letters.

Observation d'une anisotropie dipolaire dans la distribution de matière à très grande échelle

Des physiciens viennent de montrer qu'il existerait une anisotropie dans le signal de sources astrophysiques très éloignées (quasars et radiogalaxies), une anisotropie qui s'ajouterait à celle qui existe dans le fond diffus cosmologique et qui est attribuée au mouvement connu du soleil dans notre galaxie et du mouvement de cette dernière. En d'autres termes, c'est tout le modèle cosmologique fondé sur l'isotropie de l'Univers qui serait remis en question.. L'étude est à paraître dans The Astrophysical Journal Letters.

La fin de l'époque de réionisation de l'Univers déterminée précisément

L'Univers est devenu transparent 380000 après la singularité initiale, lorsque les protons ont retenu dans leur champ les électrons, pour former des atomes d'hydrogène non ionisables. Ces atomes neutres sont restés ainsi dans l'obscurité pendant environ 200 millions d'années, date à laquelle les premières étoiles se sont enfin formées, et dont le rayonnement UV a produit une réionisation du gaz les entourant. Mais quand exactement cette époque de réionisation a-t-elle pris fin ? Cette question longtemps débattue vient de trouver une réponse claire est précise : 1,1 milliards d'années après le Big Bang. L'étude qui nous révèle cette durée est parue dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Nouvelle piste théorique pour résoudre la tension sur H0

Les astrophysiciens peuvent estimer le taux d'expansion actuel de l'Univers H₀ en mesurant le décalage vers le rouge d'objets dont la distance est connue. Ils peuvent également le déduire en utilisant le fond diffus cosmologique (CMB) et en appliquant le modèle cosmologique ΛCDM. Mais il existe aujourd'hui une forte tension sur cette valeur de H₀ car ces deux méthodes ne convergent pas vers la même valeur : 73 km/s/Mpc d'un côté contre 67 km/s/Mpc de l'autre. Une équipe de théoriciens vient de proposer une solution théorique qui permet de tomber sur la même valeur par les deux méthodes, au prix de l'existence d'un vaste secteur sombre peuplé de multiples particules qui n'interagissent avec notre univers que par la gravitation... L'étude est publiée dans Physical Review Letters.

Détection d'une forte anomalie dans la lumière de fond cosmique

La lumière de fond cosmique dans le visible (Cosmic Optical Background, COB), qui n’est rien d’autre que la somme de la lumière de toutes les galaxies existantes intégrée sur le ciel, a été mesurée avec précision avec l’imageur LORRI de la sonde New Horizons à plus de 50 unités astronomiques, là où la lumière zodiacale du système solaire n’est plus gênante. Le flux du COB s’avère être deux fois plus élevé que ce qu’on attend compte tenu du nombre de galaxies estimé ! Cette nouvelle anomalie est rapportée dans The Astrophysical Journal Letters.

Les caractéristiques du CMB reproduites pour la première fois par un modèle de gravitation modifiée

[COSMOLOGIE] Des chercheurs tchèques parviennent à créer un modèle théorique de gravité modifiée relativiste, une sorte d'extension de modèles de type MOND, mais qui arrive pour la première fois à reproduire les caractéristiques du fond diffus cosmologique, ce que n'étaient encore jamais arrivés à produire les modèles de dynamique newtonienne modifiée. Ils publient leurs résultats dans Physical Review Letters.

Toujours aucune trace d'ondes gravitationnelles primordiales dans le CMB

Une recherche actualisée des ondes gravitationnelles primordiales, qui auraient été produites lors de la phase inflationnaire de l'Univers, ne trouve toujours pas de signal. Cette nouvelle contrainte observationnelle implique que certains modèles d'inflation de l'Univers primordial deviennent moins viables. L'étude est parue dans Physical Review Letters.