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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Source

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

Michael McDonald et al.

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

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

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

2. Michael McDonald

Détermination précise des abondances chimiques à proximité d'un trou noir supermassif

Une équipe internationale d'astrophysiciens vient de réaliser, pour la première fois, une mesure détaillée de la distribution des abondances de plusieurs éléments lourds dans l’environnement immédiat du trou noir supermassif de la galaxie du Compas. Cette analyse permet de contraindre la fraction relative des différents types de supernovas ayant enrichi chimiquement le milieu proche du trou noir. Les résultats de cette étude ont été publiés dans Nature Astronomy.

La distribution des abondances élémentaires constitue un indicateur fondamental pour retracer l’histoire de la production et de l’injection des métaux dans les systèmes astrophysiques. Elle conserve la mémoire des contributions passées des supernovas, principalement réparties entre les supernovas thermonucléaires de type Ia et les supernovas à effondrement de cœur (types II, Ib et Ic). Les éléments lourds synthétisés lors de ces explosions stellaires sont progressivement dispersés dans le milieu interstellaire et intergalactique, polluant le gaz primordial issu du Big Bang, initialement dominé par l’hydrogène et l’hélium.

Les observations en rayons X du milieu intra-amas chaud dans les amas de galaxies montrent que, lorsqu’on intègre l’enrichissement sur l’ensemble du temps cosmique, les rapports d’abondance des métaux sont proches des valeurs solaires. Ces distributions peuvent être reproduites par les modèles de nucléosynthèse actuels en supposant une contribution d’environ 20 % de supernovas de type Ia et 80 % de supernovas à effondrement de cœur.

En revanche, sonder directement la composition chimique au cœur même des galaxies, région clé pour comprendre leur histoire évolutive et la croissance des trous noirs supermassifs, est longtemps resté un défi observationnel majeur. Dans les domaines ultraviolet, optique et proche infrarouge, les abondances métalliques des galaxies abritant des noyaux actifs sont généralement inférées à partir des rapports d’intensité des raies d’émission nébulaires, au moyen de modèles de photoionisation. Ces modèles décrivent l’interaction du rayonnement ultraviolet et optique avec le gaz environnant, mais leurs résultats dépendent fortement des hypothèses adoptées concernant la distribution de densité du gaz, la forme du continuum ionisant ou encore le degré de déplétion des éléments sur les grains de poussière. Ces dépendances introduisent des incertitudes systématiques importantes.

À l’inverse, l’interaction des rayons X avec la matière est physiquement plus simple et permet d’étudier de manière quasi directe l’ensemble des composantes du milieu, qu’il s’agisse du gaz ou de la poussière. Lorsqu’un photon X de haute énergie est absorbé par un atome via le processus photoélectrique, une raie de fluorescence est émise. L’intensité de cette raie est directement proportionnelle à l’abondance de l’élément correspondant dans le milieu irradié. Les diagnostics fondés sur les raies de fluorescence observées dans le spectre X réfléchi par la matière entourant un trou noir supermassif offrent ainsi un moyen robuste d’estimer les abondances élémentaires dans les noyaux actifs de galaxies.

L’enregistrement de ces raies, souvent faibles et étroitement espacées en énergie, requiert toutefois une résolution spectrale exceptionnelle. À ce jour, l’instrument de référence pour ce type d’étude est le spectromètre à microcalorimètre Resolve, embarqué à bord du télescope spatial japonais XRISM, récemment lancé. Grâce à sa résolution en énergie sans précédent, Resolve permet la détection et la mesure précise de raies de fluorescence d’éléments qui étaient jusqu’alors inaccessibles.

Dans ce contexte, les astrophysiciens de la collaboration internationale XRISM ont ciblé la galaxie du Compas, une galaxie spirale proche (distance ≃ 4,2 Mpc) qui héberge le noyau de Seyfert 2 le plus proche connu. Des observations X antérieures avaient montré que son noyau actif est fortement obscurci par une importante quantité de matière, ce qui en fait un laboratoire idéal pour l’étude du tore obscurcissant et de son spectre de réflexion en rayons X.

La galaxie du Compas a été observée avec XRISM du 8 au 12 février 2024, pour un temps d’exposition total de 309 ks. Ces observations ont été complétées par des campagnes quasi simultanées avec les télescopes NuSTAR et XMM-Newton, afin d’étendre la couverture spectrale vers les hautes énergies et d’améliorer la résolution spatiale en dessous de 10 keV. Le spectre global obtenu avec XRISM couvre une région d’environ 3′ × 3′ centrée sur le noyau galactique et révèle de nombreuses raies d’émission associées à divers éléments, notamment l’argon, le calcium, le chrome, le manganèse, le fer et le nickel.

L’analyse du profil de la raie de fluorescence Kα du fer, élargie et modifiée par la diffusion Compton, indique que le matériau émetteur est froid, dense et fortement enrichi en métaux. Sa localisation à une distance supérieure à 0,024 pc du trou noir supermassif est compatible avec la région du tore poussiéreux. La comparaison des intensités des raies de fluorescence des différents éléments relativement à celle du fer met en évidence des rapports argon/fer et calcium/fer inférieurs aux valeurs solaires, tandis que le rapport nickel/fer apparaît au contraire surabondant.

À partir de cette distribution d’abondances, les chercheurs ont pu contraindre la combinaison optimale de supernovas responsables de l’enrichissement chimique observé, en exploitant le fait que les différents types de supernovas produisent les éléments lourds dans des proportions distinctes. Ils concluent à une contribution dominante (≈ 92 %) de supernovas à effondrement de cœur issues d’étoiles de masse inférieure à 20 masses solaires, contre environ 8 % de supernovas de type Ia.

Ces résultats ont des implications majeures pour notre compréhension de la coévolution des galaxies et de leurs trous noirs supermassifs, ainsi que pour la physique des supernovas à effondrement de cœur. La composition chimique mesurée suggère que le trou noir supermassif de la galaxie du Compas accrète un gaz récemment enrichi par des supernovas de type II, plutôt que du gaz ancien dominé par les produits des supernovas de type Ia. Ce constat reste compatible avec les scénarios de formation galactique « de l’intérieur vers l’extérieur », à condition que le gaz de la région du tore (≲ 20 pc) soit continuellement réalimenté par le disque galactique externe, remplaçant ainsi le gaz ancien.

Par ailleurs, la coexistence d’une activité de formation stellaire nucléaire et d’un noyau actif est cohérente avec les modèles dans lesquels les supernovas contribuent à l’obscurcissement du moteur central. La forte métallicité des régions nucléaires souligne également le rôle potentiel de la rétroaction des noyaux actifs de galaxies comme mécanisme d’enrichissement chimique à l’échelle galactique, voire intergalactique.

La mise en évidence d’une limite supérieure de masse (≈ 20 M⊙) pour les progénitrices des supernovas à effondrement de cœur dans la région centrale de la galaxie apporte en outre un éclairage crucial sur le devenir des étoiles massives. Certaines théories prédisent en effet que les étoiles de plusieurs dizaines de masses solaires peuvent s’effondrer directement en trous noirs, ou produire des supernovas de très faible luminosité, sans éjecter d’éléments lourds. Bien que quelques candidates à de tels effondrements directs aient été identifiées dans l’Univers local, leur contribution globale demeure débattue. L’absence de signatures chimiques associées à des supernovas issues d’étoiles de plus de 20 M⊙ dans les spectres XRISM renforce l’hypothèse d’effondrements directs ou d’explosions ratées dans les environnements riches en métaux, sauf si la formation d’étoiles très massives y est intrinsèquement inhibée.

Ce scénario pourrait également apporter une solution au « problème des supergéantes rouges », à savoir l’absence observée de supernovas à effondrement de cœur issues d’étoiles supergéantes rouges de masse supérieure à environ 18 M⊙ dans l’Univers local, malgré l’existence avérée de telles étoiles.

Enfin, l’effondrement direct des étoiles massives dans les environnements métalliquement enrichis a des conséquences importantes pour l’histoire globale de la nucléosynthèse cosmique. Dans l’Univers primordial, caractérisé par une faible métallicité, des étoiles très massives pouvaient au contraire exploser en supernovas et produire d’importantes quantités d’éléments α. Ce contraste entre les différentes époques cosmiques pourrait expliquer pourquoi les rapports d’abondance intégrés observés aujourd’hui dans la plupart des amas de galaxies sont proches des valeurs solaires.

Source

Accurate determination of chemical abundances near a supermassive black hole

Collaboration XRISM

Nat Astron (31 mars 2026).

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02817-6

Illustrations

1. La galaxie du Compas imagée par Hubble (NASA, Andrew S. Wilson (University of Maryland); Patrick L. Shopbell (Caltech); Chris Simpson (Subaru Telescope); Thaisa Storchi-Bergmann and F. K. B. Barbosa (UFRGS, Brazil); and Martin J. Ward (University of Leicester, U.K.))

2. Le télescope spatial XRISM (JAXA)

Quand souffle le vent chaud de M82

Pour la première fois, des astronomes ont mesuré directement la vitesse du gaz extrêmement chaud éjecté depuis le noyau de la galaxie M82, une galaxie voisine caractérisée par une activité de formation stellaire intense. Ces résultats, publiés dans la revue Nature, constituent une avancée majeure dans la compréhension des mécanismes à l’origine des vents galactiques dans les galaxies à sursaut de formation d’étoiles.

Les observations révèlent que ce vent chaud semble être le moteur principal d’un vent galactique plus froid, déjà bien documenté, qui s’étend à grande échelle autour de la galaxie. Les mesures ont été rendues possibles grâce à l’instrument Resolve, un spectromètre à haute résolution associé au télescope spatial XRISM (X-ray Imaging and Spectroscopy Mission), spécialisé dans l’observation du rayonnement X.

Les modèles théoriques classiques prévoient que, dans les galaxies à sursaut de formation stellaire comme M82, l’énergie libérée par la formation massive d’étoiles et par les supernovas chauffe fortement le gaz interstellaire central. Ce gaz, porté à des températures extrêmes, subit alors une forte pression thermique qui l’entraîne vers l’extérieur sous la forme d’un vent galactique. Jusqu’à présent, l’absence de mesures directes des vitesses du gaz chaud empêchait de tester rigoureusement ces modèles. Les données de XRISM montrent désormais que ces vitesses sont supérieures à certaines prédictions, et suffisantes pour permettre au gaz de s’échapper du potentiel gravitationnel de la galaxie.

M82, souvent appelée la « galaxie du Cigare » en raison de sa morphologie allongée, est située à environ 12 millions d’années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Grande Ourse. Elle forme des étoiles à un rythme environ dix fois plus élevé que celui de la Voie lactée, ce qui en fait un laboratoire privilégié pour l’étude des processus de rétroaction  entre formation stellaire et milieu interstellaire.

La galaxie est également célèbre pour son vent froid étendu, composé de gaz et de poussières, qui s’étend sur près de 40 000 années-lumière. Ce vent a été observé par plusieurs télescopes spatiaux, notamment Hubble, Chandra, Spitzer et Webb, afin de mieux comprendre le lien entre l’activité stellaire centrale et l’expulsion de matière à grande échelle.

Un enjeu important de ces recherches concerne le rôle des rayons cosmiques, des particules chargées se déplaçant à des vitesses relativistes. Accélérés par les mêmes phénomènes violents que ceux responsables des vents galactiques, ils pourraient contribuer à la pression globale exercée sur le gaz et participer à son expulsion hors de la galaxie.

Grâce à la résolution spectrale élevée de XRISM, Erin Boettcher (Université du Maryland) et ses collaborateurs ont analysé les raies d’émission X du fer fortement ionisé présent dans le gaz central de M82. L’intensité de ces raies a permis de déterminer la température du gaz, estimée à environ 25 millions de kelvins, en accord avec les prédictions théoriques. À de telles températures, la pression thermique devient suffisante pour accélérer le gaz vers l’extérieur, selon un mécanisme comparable à celui des écoulements de gaz dus à des gradients de pression.

La vitesse du vent chaud a été mesurée à partir de l’élargissement des raies spectrales, un effet lié au décalage Doppler. Le mouvement rapide du gaz, à la fois vers et à l’opposé de l’observateur, élargit les raies observées. L’analyse de cet élargissement indique que la vitesse du vent est légèrement supérieure à celle attendue. Combinée à la température élevée du gaz, cette vitesse suffit à expliquer l’alimentation du vent froid, sans nécessiter une contribution dominante des rayons cosmiques, bien que ceux-ci puissent jouer un rôle secondaire.

Les estimations de Boettcher  et al. suggèrent que le centre de M82 expulse chaque année une masse de gaz égale à environ 7 masses solaires. Toutefois, ils montrent qu’une partie de cette matière ne semble pas contribuer directement au vent froid observé. Seulement environ 60 % de la puissance du vent chaud est nécessaire pour accélérer le gaz froid aux vitesses observées. Cela suggère qu'environ 40 % du vent chaud, soit 3  M⊙ par an, pourraient s'échapper. En supposant un régime stationnaire, jusqu'à environ 30 millions M⊙ de ce gaz pourraient avoir atteint le milieu intergalactique au cours des quelque 10 millions d'années écoulées depuis le début des récents sursauts de formation d'étoiles.

Ce gaz est enrichi en métaux par la formation d'étoiles. De plus, le fluide chaud du vent transporte la majeure partie de l'énergie thermique de l'écoulement multiphasique. Ceci suggère que jusqu'à un tiers de l'énergie thermique totale transportée par le vent multiphasique atteint également le milieu intergalactique lors de la phase chaude. M82 est donc un exemple de réchauffement modéré et d'enrichissement chimique du milieu intergalactique par un vent de galaxie à sursaut de formation d'étoiles à faible décalage vers le rouge. Les observations de M82 par XRISM offrent ainsi une opportunité unique de confronter les modèles de galaxies à sursaut de formation d’étoiles à des données observationnelles précises.

L'avènement de la spectroscopie des rayons X à haute résolution permettra des mesures statistiques de la masse, des métaux et de l'énergie associés aux phases les plus chaudes des vents de galaxies à sursaut de formation d'étoiles, affinant ainsi notre compréhension du cycle baryonique et des processus de rétroaction galactique pour nos modèles décrivant l’évolution des galaxies dans l’Univers.

Source

A fast starburst wind consumes most of the energy from supernovae

XRISM Collaboration

Nature volume 651 (25 march 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10231-1

Illustrations

1. Image composite de M82 (NASA’s Goddard Space Flight Center; X-ray: NASA/CXC/JHU/D.Strickland; Optical: NASA/ESA/STScI/AURA/The Hubble Heritage Team; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Univ. of AZ/C. Engelbracht; XRISM Collaboration et al. 2026)

2. Spectre X du noyau de M82 mesuré par XRISM (XRISM collaboration)

3. Erin Boettcher

Les galaxies Little Red Dots : des pépinières de trous noirs supermassifs

La découverte récente de toutes petites galaxies très rouge à faible rayon (appelées des Little Red Dots, LRD) a potentiellement révélé un nouveau type de population galactique dans l'Univers primordial, caractérisée par de petits rayons effectifs (100 à 200 parsecs seulement) mais de grandes masses stellaires (plusieurs dizaines de milliards de masses solaires). Leur source d'énergie demeure incertaine :  trous noirs supermassifs en accrétion ou une intense formation d'étoiles. Une équipe d'astrophysiciens à analysé les conséquences dynamiques de ces densités stellaires extrêmes et arrivent à la conclusion que les collisions d'étoiles doivent y être incontrôlées, menant à la naissance de trous noirs massifs en très peu de temps. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal. 

Les premières observations du télescope spatial James Webb ont révélé que le ciel infrarouge était recouvert de galaxies compactes et rouges : les LRD. Ces galaxies ont rapidement remis en question notre compréhension de l’Univers lointain.

Les LRD  sont nombreuses, avec des densités numériques à un redshift z  ∼ 5 (1,2 milliard d'années après le Big Bang) qui sont intermédiaires entre celles des noyaux galactiques actifs (AGN) et celles des galaxies standard. Leur distribution en décalage vers le rouge présente un pic autour de z ∼ 5, et elles sont largement observées entre z  ∼ 4 et z  ∼ 8, sur une période d'environ 1 milliard d'années d'histoire cosmique (entre 0,6 et 1,6 milliards d'années après le BB). Des études détectent actuellement des équivalents de LRD à des décalages vers le rouge plus faibles (c'est-à-dire z  < 4), bien qu'à une densité numérique significativement plus faible, qui diminue de façon exponentielle avec la diminution du décalage vers le rouge.

Les LRD sont très compactes, avec un rayon effectif moyen d'environ 150 pc, et généralement inférieur à 300 pc. Outre les propriétés observées des LRD, qui sont déjà assez particulières, leurs propriétés physiques déduites sont énigmatiques. Quelle est la source de leur lumière ? On ignore actuellement si les LRD sont principalement alimentées par un trou noir supermassif en accrétion, d’une masse typique de l’ordre de 10⁷ à 10⁸ M⊙ (R. Maiolino et al. 2024) , ou par la formation d’étoiles dans des galaxies déjà massives, dont la masse stellaire est de l’ordre de 10⁹ à 10¹¹ M⊙ (I. Labbé et al. 2023). Plusieurs études ont montré que leurs distritibution spectrale d'énergie peuvent être expliquées par diverses fractions d'AGN, qui est la fraction de lumière générée par le trou noir central à une longueur d'onde spécifique.

La plupart des LRD présentent de larges raies d'émission. Ce phénomène est généralement associé à la présence d'un trou noir supermassif central, qui accélère le gaz à des vitesses élevées. Ces signatures sont largement utilisées, aussi bien localement que dans l'Univers lointain, pour estimer la masse des trous noirs supermassifs. Cependant, plusieurs études ont également montré que cette même signature peut être produite par des galaxies extrêmement massives et compactes, dans lesquelles la forte densité stellaire du cœur engendre naturellement des dispersions de vitesse extrêmes (JFW Baggen et al. 2024 ; A. Loeb 2024 ).

Une complication supplémentaire découle de l'absence de détection de rayons X provenant des LRD, même dans les analyses d'empilement profond. Ceci est problématique pour l'hypothèse du trou noir, car la présence d'émissions de rayons X est généralement considérée comme une caractéristique de la présence d'un trou noir supermassif. Cependant, plusieurs modèles expliquent l'absence d'émissions de rayons X tout en préservant l'hypothèse du trou noir. Par exemple, R. Maiolino et al. (2025) suggèrent qu'une couche très épaisse de matériau absorbant, avec un facteur de couverture important, masquerait l'émission de rayons X. F. Pacucci et R. Narayan ( 2024 ) proposent qu'une accrétion légèrement super-Eddington sur un trou noir supermassif en rotation lente créerait un spectre d'émission si mou dans le domaine des rayons X qu'il serait pratiquement indétectable par les observatoires de rayons X actuels. 

L'interprétation fondée uniquement sur les étoiles est également remise en question. En particulier, la combinaison de deux facteurs soulève un problème majeur : (i) la nécessité de masses stellaires de l'ordre de 10⁹ à 10¹¹ M⊙ pour reproduire la lumière observée et (ii) leur compacité, avec des rayons effectifs de l'ordre de 80 à 300 pc. Les densités stellaires du cœur qui en résultent sont énormes, comme l'ont montré JFW Baggen et al. et CA Guia et al. en 2024. Plus précisément, cette dernière étude révèle que 35 % d'un échantillon de 475 LRD présentent des densités stellaires du cœur supérieures aux densités stellaires les plus élevées observées dans divers systèmes, atteignant des valeurs de l' ordre de 10⁹ M⊙ pc⁻³ ! (imaginez 1 milliard de soleils dans un cube de 3,2 années-lumière de côté...). Ces valeurs sont plus de 10 fois supérieures à la densité requise pour que des collisions stellaires incontrôlées se produisent.

Un processus d'emballement est un processus au cours duquel la croissance de l'étoile centrale se produit sur une échelle de temps plus courte que sa durée de vie. En supposant les propriétés environnementales estimées pour les LRD, les chercheurs ont calculé le temps de collision stellaire moyen, qui se trouve être inférieur à 1 million d'années, ce qui garantit que les conditions d'emballement sont réunies. Les collisions stellaires incontrôlées (à emballement) sont proposées depuis longtemps comme un mécanisme de formation des trous noirs supermassifs (RH Sanders 1970 ; MC Begelman & MJ Rees 1978 ; MJ Rees 1984 ; GD Quinlan & SL Shapiro 1990 ). Et les collisions stellaires dans les environnements denses autour des trous noirs supermassifs centraux, y compris celui de la Voie lactée, ont été largement étudiées et ont été proposées comme un mécanisme efficace pour la formation d'étoiles massives. 

A partir de ces constats et de ces questions ouvertes, Fabio Pacucci (Harvard Smithonian Center for Astrophysics) et ses collaborateurs ont examiné le phénomène en adoptant l'interprétation « étoiles seules », caractérisée par des densités stellaires extrêmes au cœur des galaxies LRD. Ils ont cherché à déterminer si le système stellaire résultant demeure stable ou bien si des collisions stellaires incontrôlées conduisent inévitablement à la formation d'un trou noir supermassif au cœur des LRD. 

Les astrophysiciens ont étudié les conséquences dynamiques de ces densités stellaires extrêmes à l'aide de trois approches complémentaires : une analyse de Fokker-Planck, un modèle analytique et une simulation directe à N corps. Pacucci et ses collaborateurs montrent que dans les LRD typiques (ρ ⋆  ∼ 10 000 à 100 000 M⊙ pc​​−3 ), le temps de friction dynamique pour les étoiles de 10 M⊙ dans les 0,1 pc centraux est très court (≲0,1 Mégannées), ce qui permet une ségrégation de masse rapide et la formation d'un noyau dense.

Et pour des  densités stellaires plus élevées (ρ ⋆  ∼ 10 millions M⊙ pc​​−3 ), ils trouvent que des collisions stellaires incontrôlables commencent à se produire en ∼0,5 mégannées, ce qui produit des étoiles très massives avec une masse finale comprise entre  9000 et 50 000 M⊙ en moins de 1 million d'années ! 

Ensuite, une fois que l'approvisionnement en étoiles supermassives est épuisé, ces étoiles supermassives se contractent sur une échelle de temps de Kelvin-Helmholtz (∼8000 ans) et s'effondrent gravitationnellement, produisant un trou noir massif avec une masse identique à celle de l'étoile. Ce processus conduit ainsi à la formation de graines de trous noirs supermassifs de masse de l'ordre de 10 000 M ⊙ jusqu'à un redshift z  ∼ 4 (1,6 milliards d'années post BB)..

Ces conclusions de Pacucci et al. reposent sur les densités stellaires déduites pour les LRD. Les estimations de masse stellaire sont sujettes à des incertitudes liées à la modélisation spectrale et à la contamination par les noyaux actifs de galaxies. Bien que certaines études suggèrent que les masses stellaires sont généralement robustes à moins de 0,3 dex près, des erreurs plus importantes ne peuvent être exclues selon les chercheurs. Si les masses stellaires réelles sont beaucoup plus faibles, les densités correspondantes, et la probabilité de collisions incontrôlées, seraient réduites.

Les auteurs rappellent cependant que les densités stellaires extrêmes peuvent également expliquer d’autres caractéristiques observées sur les LRD. Par exemple, A. Loeb et J.F.W. Baggen et al. (2024) ont proposé que les fortes dispersions de vitesse ( σ  ≳ 10³ km s⁻¹ ) induites par de tels systèmes compacts produiraient naturellement les raies larges observées dans de nombreuses LRD, sans faire intervenir l’activité d’un noyau galactique actif (AGN). Ces fortes dispersions de vitesse sont également confirmées par l'analyse de Paccuci et al. à des échelles spatiales de l’ordre de 100 pc. Dans cette perspective, les raies larges reflètent le potentiel gravitationnel du cœur stellaire dense.

De plus, la formation de trous noirs massifs d'environ 10⁴ M⊙ au centre des LRD pourrait également étayer les modèles selon lesquels la lumière observée est alimentée par des événements de rupture par effet de marée (TDE). J. Bellovary a proposé récemment que les LRD pourraient s'expliquer par des systèmes stellaires denses abritant un trou noir de masse intermédiaire, produisant des TDE récurrents lors de l'accrétion d'étoiles. En effet, l'effondrement de l'étoile supermassive centrale en un trou noir massif préserve la majeure partie de la distribution stellaire environnante, qui reste extrêmement dense : seule une petite fraction de la masse stellaire initiale est piégée dans le trou noir. Par conséquent, un important réservoir stellaire demeure disponible, entraînant des ruptures stellaires fréquentes et, de ce fait, une accrétion soutenue. Ce processus pourrait naturellement alimenter l'émission observée dans certaines LRD tout en contribuant à la croissance rapide du trou noir massif.

La voie de collision stellaire incontrôlée qui est explorée dans cette étude est distincte de l'hypothèse largement étudiée du trou noir à effondrement direct. Une graine de trou noir supermassif formée dans une LRD prototypique à z  ∼ 5 ne peut pas expliquer les quasars de masse supérieure à 10⁹ M⊙ qui ont été découverts à une époque plus précoce (à z ∼ 6–7) , et qui servent à contraindre les modèles de germination. Les LRD à z  ∼ 5 peuvent en revanche produire des germes massifs à des époques plus tardives, susceptibles d’ensemencer les trous noirs supermassifs de galaxies plus récentes.

Cependant, comme l'ont souligné F. Pacucci et A. Loeb en 2025 et comme l'ont illustré P. Rinaldi et al. cette année également, le faible nombre de détections de LRD à un redshift supérieur à 7 pourrait être  dû à un biais observationnel lié à leur faible luminosité de surface. En effet, AJ Taylor et al. ont très récemment détecté une LRD présentant de larges raies d'émission à z  ≈ 9,288 ! (530 millions d'années post BB). Si la population de LRD s'étend effectivement à des décalages vers le rouge plus élevés, alors elles constitueraient des candidates idéales pour amorcer la population de trous noirs supermassifs vus dans les quasars de masse ≳  10⁹ M⊙ à z  ∼ 6–7 (770 mégannées après BB).

Un avantage majeur des LRD par rapport au collapse direct pour la formation des graines de trous noirs supermassifs réside dans leur fréquence bien supérieure aux prédictions optimistes concernant la densité numérique des effondrements directs de nuages de gaz très massifs. Les densités numériques typiques des LRD sont de l'ordre de 10⁻⁴ à 10⁻⁵ cMpc⁻³, tandis que les modèles de formation par collapse direct produisent des graines de trou noir à des densités numériques de 10⁻⁶ à 10⁻⁸ cMpc⁻³. De fait, la formation de graines massives dans les LRD ne requiert pas de conditions particulières, telles qu'un gaz dépourvu de métaux ou un fort rayonnement de fond Lyman-Werner comme c'est le cas pour le collapse direct.

Pacucci et ses collaborateurs arrivent à la conclusion que, si les densités stellaires déduites dans les LRD sont confirmées, ces petits points rouges pourraient tout simplement représenter une pépinière répandue et très efficace pour les trous noirs supermassifs.

Source

Little Red Dots are Nurseries of Massive Black Holes

Fabio Pacucci, Lars Hernquist, and Michiko Fujii

The Astrophysical Journal, Volume 994, Number 1 (13 november 2025)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae1619

Illustrations

1. Images de six LRD observées avec le télescope Webb [NASA/ESA/CSA/I. Labbe]

2. Fabio Pacucci 

Observation d'un possible trou noir supermassif formé par effondrement direct de gaz

Avec des observations du télescope Webb, une équipe d'astrophysiciens a découvert un objet inhabituel situé à un redshift de z = 1,14,. Ils l'ont surnommé la galaxie ∞ (infini). Il s'agit de deux noyaux de galaxies séparés de 10 kpc, au milieu desquels se trouve un trou noir supermassif. L'analyse de ce qui a pu se passer dans ce système mène vers une formation du trou noir supermassif par l'effondrement direct du nuage de gaz compressé formé lors de la collision frontale de deux galaxies à disque. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal Letters.

La lumière proche infrarouge au repos de la galaxie ∞ est dominée par deux noyaux compacts avec des masses stellaires d'environ 100 milliards M⊙. Les deux noyaux sont entourés d'un anneau ou d'une coquille proéminente, donnant à la galaxie l'apparence d'un huit ou d'un symbole ∞. La morphologie ressemble à celle du système nommé II Hz 4, où la collision frontale de deux galaxies à disques parallèles a conduit à la formation d'anneaux collisionnels autour de leurs deux renflements. La spectroscopie avec le télescope Keck, les données radio du Very Large Array et les données X du télescope spatial Chandra montrent que la galaxie ∞ abrite un trou noir supermassif qui est en accrétion active avec une luminosité radio et X de type quasar.

Mais ce qui est remarquable, c'est que ce trou noir supermassif ne soit associé à aucun des deux noyaux galactiques, mais se situe exactement entre eux en termes de position et de vitesse radiale. De plus, à partir de l'émission excédentaire dans le filtre NIRCAM F150W de Webb, Pieter Van Dokum (Yale university) et ses collaborateurs déduisent que le trou noir est intégré dans une distribution étendue de gaz émetteur Hα , avec une largeur équivalente au référentiel au repos comprise entre 400 Å et 2 000 Å. Le gaz couvre toute la largeur du système et a probablement été choqué et comprimé au site de collision, dans un équivalent à l'échelle galactique de ce qui s'est produit dans l'amas du Boulet. 

Après avoir testé différentes hypothèses pour expliquer cet étonnant arrangement, comme la présence d'une éventuelle troisième galaxie, ou bien un trou noir supermassif qui se serait échappé de sa galaxie d'origine, Van Dokkum et ses collaborateurs en arrivent à la conclusion que le trou noir s'est formé in situ, là où il est encore observé. Ce serait en fait plutôt une conséquence de la morphologie inhabituelle du système et expliquerait également sa position et sa vitesse radiale.

Dans ce scénario, le gaz ionisé entre les noyaux galactiques est choqué et comprimé par la récente collision entre les deux galaxies. Selon les chercheurs, il est possible que le trou noir se soit formé suite à l'effondrement gravitationnel incontrôlable d'un nuage ou d'un filament au sein de ce gaz. Ce scénario relie le trou noir au nuage de gaz dans lequel il est enfoui et explique pourquoi sa vitesse radiale se situe exactement entre celles du gaz dans les deux anneaux galactiques.

Cette idée est qualitativement similaire aux modèles de formation de « graines lourdes » qui ont longtemps été proposés pour l'origine des trous noirs supermassifs au centre des galaxies. Alors que le modèle dominant pour l'origine des trous noirs supermassifs reste celui fondé sur une évolution à partir de trous noirs stellaires d'environ 1000 M⊙ issus de la première génération d'étoiles (population III) , l'effondrement direct de nuages de gaz prégalactiques d'environ 10 000 à 100 000 M⊙ est une alternative importante aujourd'hui. Les simulations montrent en effet que l'absence de métaux dans ces premiers objets baryoniques, combinée aux champs de rayonnement externes et à la dynamique violente des gaz associée à la formation du halo, peut créer des conditions propices à la formation de trous noirs supermassifs. Et récemment, ces modèles ont reçu une attention renouvelée, car les premiers résultats du télescope Webb indiquent que de nombreuses galaxies ont des masses de trous noirs relativement élevées pour leur masse stellaire.

Van Dokkum et ses collaborateurs précisent néanmoins que la similitude avec les modèles d'ensemencement des premiers trous noirs supermassifs n'est que superficielle, car le gaz de la galaxie ∞ est riche en métaux et ne se trouve pas au centre du halo. Mais ils rappellent aussi  que des études à haute résolution des conséquences de fusions riches en gaz ont montré que des trous noirs peuvent se former dans les régions centrales du résidu, même si le gaz est riche en métaux (L. Mayer et al. 2010 , 2015 ). Dans ce canal de formation, c'est la turbulence et la pression thermique, plutôt que l'absence de métaux, qui empêchent la fragmentation et la formation d'étoiles. Le gaz de la galaxie ∞ est actuellement réparti sur une région d'environ 10 kpc (distance projetée), mais il est concevable que des conditions extrêmes similaires aient été atteintes localement au moment de la collision des deux galaxies progénitrices, selon les chercheurs.

Il faut préciser également que, dans ce scénario, les deux noyaux galactiques ont toujours leurs propres  trous noirs supermassifs. Les dispersions de vitesse stellaire des noyaux galactiques sont d'environ ∼300 km s-1 sur la base de leurs tailles d'environ 1 kpc et de leurs masses d'environ ∼100 milliards de M⊙ . La relation M trou noir – σ implique des masses de trous noirs d'environ ∼1 milliard M⊙ pour des dispersions dans cette gamme. Ils n'ont en revanche pas été détectés par leur activité radio ou X.

Comme nous l'avons dit, la morphologie inhabituelle de la galaxie ∞ peut être expliquée par une collision frontale de deux galaxies à disque, conduisant à la formation d'anneaux de collision autour des deux bulbes survivants. Dans ce contexte, on peut utiliser les propriétés observées de la galaxie pour déterminer sa géométrie 3D approximative. En supposant que les anneaux sont intrinsèquement ronds, leur rapport d'axe observé de b / a  ≈ 0,77 implique un angle par rapport au plan du ciel de ≈40°. La distance physique entre les deux noyaux est alors de ≈15 kpc. 

Les astrophysiciens utilisent alors la géométrie déprojetée pour estimer Δ t , le temps écoulé depuis la collision. La différence de vitesse radiale déprojetée entre les côtés SE et NO du système est d'environ 260 km s-1, et pour une séparation déprojetée de 15 kpc, ils obtiennent Δ t  ∼ 50 Mégannées. Cet intervalle de temps est cohérent avec les échelles de temps typiques pour la formation d'anneaux de collision dans les simulations. 

Dans le contexte du modèle d'effondrement direct, le temps écoulé donne une estimation approximative de la masse initiale du trou noir supermassif. Pour une efficacité radiative standard de η  ≈ 0,1, un trou noir qui accrète au taux d'Eddington augmente sa masse d'un facteur d'environ 3 sur 50 Mégannées. Pour une masse actuelle de 1 million de M⊙, cela donne une masse initiale d'environ 300 000 M ⊙. 

L'hypothèse selon laquelle des trous noirs peuvent se former tardivement dans des galaxies en interaction n'est pas nouvelle ; par exemple, K. Schawinski et al. ont suggéré en 2011 que la présence de plusieurs AGN dans une galaxie agglomérée à z = 1,35 pourrait être due à une formation in situ et à un ensemencement tardif. Le trou noir actif de la galaxie ∞ se distingue de deux manières importantes : il constitue peut-être l'exemple le plus clair à ce jour d'un trou noir supermassif situé en dehors d'un noyau de galaxie, et le mécanisme spécifique proposé pour sa formation peut être testé par des simulations et des observations complémentaires.

La collision frontale de galaxies peut être simulée avec de fortes contraintes observationnelles sur les conditions post-collision (telles que la position des noyaux, la morphologie des anneaux, la localisation et la morphologie du gaz, et les vitesses radiales observées). Il se pourrait qu'une analyse approfondie des conditions physiques dans les nuages en collision démontre que les trous noirs supermassifs ne peuvent pas se former dans ce scénario. Dans ce cas, nous observerions probablement la réinflammation d'un trou noir supermassif errant ou éjecté lors de son passage à travers le gaz dans les régions centrales de la galaxie ∞. Mais s'il s'avère possible de former des trous noirs supermassifs dans ce type de collision galactique, nous en apprendrons beaucoup sur le processus grâce à cet objet singulier. Par exemple, il se pourrait que l'effondrement soit hiérarchique, avec des fusions d'étoiles massives conduisant à la formation de trous noirs de masse intermédiaire et de multiples trous noirs de masse intermédiaire fusionnant pour former le trou noir que nous détectons actuellement. 

D'autres tests proviendront bien sûr d'observations. La spectroscopie exploité dans cette étude est limitée dans sa résolution spatiale et ne couvre pas les principales raies d'émission optique Hα , [N II ] et [S II ]. Ces raies sont inaccessibles depuis le sol en raison de l'absorption de H2O dans notre atmosphère, mais elles peuvent être observées avec le télescope Webb. Avec NIRSPEC, la présence du gaz émettant des raies entre les noyaux pourrait être confirmée, les vitesses radiales des noyaux pourraient être mesurées directement et la transition prédite entre la photoionisation près du trou noir et l'ionisation par choc plus loin pourrait aussi être observée. De plus, tout décalage de vitesse radiale entre le trou noir et le gaz environnant pourrait être mesuré avec précision. La preuve la plus convaincante d'un effondrement gravitationnel incontrôlable au sein de ce gaz serait l'observation de l'absence de décalage : cela serait difficile à concilier avec un trou noir errant ou éjecté qui possède une vitesse non négligeable, et c'est une prédiction du modèle de formation in situ.

Si le scénario proposé est confirmé, la galaxie ∞ fournit une démonstration empirique que la formation de trous noirs supermassifs par effondrement direct peut se produire dans les bonnes circonstances – quelque chose qui n'a jusqu'à présent été vu que dans des simulations et par des observations indirectes...

Source

The ∞ Galaxy: A Candidate Direct-collapse Supermassive Black Hole between Two Massive, Ringed Nuclei

Pieter van Dokkum, et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 988, Number 1 (15 july 2025)

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

Illustrations

1. Schéma du scénario proposé pour la formation du trou noir supermassif au centre du système (Van Dokkum et al.)

2. La galaxie ∞ imagée avec Webb (Van Dokkum et al.)

Découverte d'un mini halo radio dans un amas de galaxie distant de 10 milliards d'années-lumière

Une équipe d'astrophysiciens a découvert un halo radio situé à 10 milliards d'années-lumière, il révèle que les amas de galaxies de l'univers primordial étaient déjà imprégnés de particules de haute énergie. Cette découverte suggère une activité ancienne de trous noirs ou bien des collisions de particules cosmiques énergétiques. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Ces vastes nuages de particules énergétiques sont appelés des « mini halos ». Ils entourent généralement des amas de galaxies. Celui que Julie Hlavacek-Larrondo (université de Montréal) et ses collaborateurs internationaux ont découvert est le plus éloigné jamais observé : 10 milliards d'années-lumière, doublant le précédent record.

Cette découverte démontre que des amas de galaxies, parmi les plus grandes structures de l’univers, ont été immergés dans des particules de haute énergie pendant la majeure partie de leur existence. Un tel mini-halo est constitué de particules chargées et hautement énergétiques dans le vide entre les galaxies d'un amas, qui émettent ensemble des ondes radio qui peuvent être détectées depuis la Terre. Les résultats montrent que même dans l'univers primitif, les amas de galaxies étaient déjà façonnés par des processus énergétiques.

Les chercheurs ont analysé les données du radiotélescope Low Frequency Array (LOFAR), un vaste réseau de plus de 100 000 petites antennes couvrant huit pays européens, dans la bande de fréquences entre 120 et 168 MHz.

En étudiant l'amas de galaxies nommé SpARCS 1049+5640, qui est l'amas de galaxies à cœur froid le plus éloigné identifié à ce jour (z=1,7), ils ont détecté un signal radio faible et étendu et ont déterminé qu'il ne provenait pas de galaxies individuelles, mais d'une vaste région remplie de particules de haute énergie et de champs magnétiques. La zone s'étend sur plus d'un million d'années-lumière et les chercheurs montrent que l'émission radio diffuse coïncide spatialement avec l'émission X du milieu chaud intra-amas. Il possède une puissance radio de 49,8 10²⁴ W.Hz^-1, présentant des similitudes frappantes avec les minihalos radio à faible décalage vers le rouge. Cette découverte double le record de décalage vers le rouge des minihalos précédemment connus. Selon Hlavacek-Larrondo et ses collaborateurs, cette découverte remet en question les modèles de pertes par processus Compton inverse et indique la présence de champs magnétiques intenses, d'une turbulence accrue dans les amas à fort décalage vers le rouge, ou bien de processus hadroniques actifs nécessitant un rapport énergie des rayons cosmiques / énergie thermique de 0,07 sur une distance de 200 kpc. 

Cela implique en outre que les champs magnétiques sont efficacement amplifiés jusqu'à 10 µG dans un volume de 1 Mpc³ pendant l'époque de formation des amas avant z=2. 

Selon Hlavacek-Larrondo et ses collaborateurs, il y a deux explications probables derrière la formation de ce mini-halo.

La première met en scène des trous noirs supermassifs au cœur des galaxies de l'amas, qui sont capables d'éjecter des flux de particules de haute énergie dans le milieu intergalactique. Mais cette hypothèse se heurte à la question de savoir comment ces particules pourraient s'éloigner du trou noir pour créer un nuage de particules aussi gigantesque, tout en conservant une telle quantité d'énergie.

La deuxième explication fait intervenir des collisions de particules cosmiques. Il s'agit de collisions de particules chargées au sein du plasma chaud de l'amas de galaxies à des vitesses proches de celles de la lumière, interagissant entre elles pour former des particules hautement énergétiques qui émettent au final des ondes radio par effet Synchrotron dans les champs magnétiques.

Étant donné la nature de cet amas (sa masse élevée pour son décalage vers le rouge, ses caractéristiques de noyau froid prononcé et le fait que le noyau froid soit déplacé par rapport à la BCG (la galaxie la plus brillante de l'amas), il n'est peut-être pas surprenant de détecter une telle structure dans ce système, pour les astrophysiciens qui ont fait cette découverte. Ils ajoutent dans la conclusion de leur article  que leurs résultats suggèrent que de telles structures pourraient s'être formées très tôt dans la vie des amas de galaxies. Et donc, cela implique que des particules relativistes et des champs magnétiques puissants étaient déjà présents dès z∼1.7 (c'est-à-dire quand l'Univers n'était âgé que de 3,8 Gigannées), et que des processus de réaccélération ou des mécanismes hadroniques étaient actifs à l'époque de la formation des amas. 

Par conséquent, les amas de galaxies, y compris leurs progéniteurs (les proto-amas), pourraient avoir été immergés dans des particules relativistes pendant la majeure partie de leur existence. Cet environnement pourrait influencer les galaxies qui y résident, et potentiellement façonner leur évolution. Cette étude apporte ainsi de nouvelles perspectives sur l'évolution des structures à grande échelle et le rôle de l'émission radio diffuse au cours du temps cosmique.

L'avènement d'installations de nouvelle génération, notamment les relevés à haute sensibilité et haute résolution du SKA et du ngVLA, fera sans aucun doute progresser ce domaine, permettant l'exploration de ces phénomènes avec une précision sans précédent.

Source

Discovery of Diffuse Radio Emission in a Massive z = 1.709 Cool Core Cluster: A Candidate Radio Mini-Halo

Julie Hlavacek-Larrondo et al.

à paraître dans The Astrophysical Journal Letters

Illustrations

1. L'amas SpARCS 1049+5640 et son mini halo imagés dans différentes longueurs d'ondes (visible, rayons X et radio) (HLavacek-Larrondo et al.)

2. Julie Hlavacek-Larrondo 

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

Le regroupement anormal des galaxies naines diffuses pointe vers la nature de la matière noire

Il est bien établi aujourd’hui que les galaxies les plus massives et les plus compactes ont tendance à se regrouper davantage spatialement que celles qui sont moins compactes. Ces résultats peuvent être compris en termes de formation des galaxies dans des halos de matière noire froide. Mais une équipe de chercheurs chinois vient de découvrir un comportement tout à fait inattendu et qui va dans le sens inverse concernant les galaxies naines. Moins les galaxies naines sont compactes, plus elles ont tendance à se regrouper ! Ils publient leur étude dans Nature.

Ziwen Zhang et ses collaborateurs ont mis en évidence un regroupement à grande échelle inattendu pour les galaxies naines isolées, diffuses et bleues, qui s’avère comparable à celui observé pour les groupes de galaxies massives, mais beaucoup plus fort que celui attendu en fonction de la masse de leur halo.

Leur analyse indique que le fort regroupement de ces galaxies diffuses pourrait être cohérent avec les simulations incluant la cosmologie standard ΛCDM mais seulement si plus de naines diffuses se seraient formées dans des halos de faible masse et d'âges plus élevés. Or, ce schéma n'est pas du tout reproduit par les modèles existants d'évolution des galaxies dans un cadre ΛCDM.

Les chercheurs chinois ont sélectionné leurs galaxies naines dans le catalogue de galaxies du Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Data Release 7 (DR7). Ils n’ont pris en compte que les galaxies naines isolées, définies comme les centres des groupes de galaxies, afin d'éviter les complications liées aux galaxies satellites dans l'interprétation de leurs résultats. Ils ont également exclu les naines de couleur rouge et d'indice de Sérsic élevé, afin de pouvoir se concentrer sur les galaxies de « type tardif », dont on pensait jusqu'à présent qu'elles se formaient tardivement et qu'elles n'étaient que faiblement regroupées spatialement. Les naines ont été divisées en quatre échantillons en fonction de leur densité de masse surfacique (Σ*). Ils ont ensuite calculé les fonctions de corrélation croisée à deux points projetées (2PCCF), et en ont dérivé le biais relatif, qui est défini comme étant le rapport de la 2PCCF d'un échantillon avec celui des naines compactes (les galaxies naines qui ont les plus hautes valeurs de Σ*). Le biais relatif en fonction de Σ* montre clairement que le biais augmente avec la diminution de la densité de surface, contrairement à ce que l'on pense généralement. Pour les naines de plus faible Σ* (les naines diffuses), qu’on appelle aussi des galaxies ultradiffuses (UDG), le biais relatif est de 2.31, et indique une dépendance à Σ* à un niveau d'environ 7σ. Pour le deuxième échantillon avec Σ* le plus bas, le biais relatif est de 1.49, ce qui démontre que le déclin avec Σ* se voit sur toute la gamme de densité de surface couverte par l’échantillon. En d'autres termes : plus les galaxies ont une densité de surface Σ* faible, plus elles sont regroupées spatialement.

Zhang et ses collaborateurs rappellent que dans le paradigme actuel de la matière noire froide (CDM), plusieurs mécanismes ont été proposés pour la formation des naines diffuses. Les processus environnementaux tels que le chauffage par les marées, l'interaction entre galaxies et l'abaissement de la pression sont capables de rendre les galaxies naines plus diffuses. Mais ces mécanismes sont principalement efficaces dans les environnements de groupes et d'amas, bien que certaines simulations suggèrent que les environnements filamentaires pourraient également dépouiller les galaxies naines de leur gaz. Ces mécanismes devraient éliminer le gaz des galaxies naines et y étouffer la formation d'étoiles, produisant ainsi des naines rouges et pauvres en gaz observées dans les amas et les groupes de galaxies. Ils ne devraient pas être efficaces pour la formation des naines diffuses concernées ici, car ces naines résident dans des halos de faible masse, ont des couleurs bleues et possèdent des disques de gaz étendus.

Il a également été proposé que les naines diffuses soient produites dans des halos de spin élevé selon le modèle de formation des disques. Mais ce scénario ne peut pas expliquer le fort regroupement à grande échelle des naines diffuses. Alternativement, de multiples épisodes de rétroaction de supernovas peuvent déclencher des oscillations du potentiel gravitationnel, qui conduisent alors à l'expansion dans les parties internes des halos et à la formation de naines diffuses bleues. Un tel processus pourrait expliquer les résultats observés si son effet est plus fort dans les halos plus anciens. Mais, malheureusement, les simulations existantes suggèrent que l'effet est indépendant de l'âge et de la concentration des halos.

Zhang et ses collaborateurs n’en restent pas là. Ils montrent que ce phénomène de regroupement de galaxies naines diffuses pourrait être expliqué par l'hypothèse d'une matière noire qui peut interagir avec elle-même, ce qu’on appelle la matière noire de type SIDM (self interacting dark matter) : une matière noire qui n’interagit que très peu ou pas avec la matière baryonique ordinaire, mais qui pourrait interagir avec les autres particules de matière noire. Il faut se rappeler que modèle de la matière noire SIDM a également été proposé comme une solution prometteuse aux problèmes à petite échelle qui sont rencontrés par la matière noire de type CDM.

Les halos de SIDM devraient avoir la même histoire de formation et les mêmes regroupements à grande échelle que leurs homologues CDM, de sorte que le biais d'assemblage devrait également être le même, et avoir des densités centrales considérablement réduites en raison des collisions ultérieures des particules de matière noire. Comme la probabilité de collision entre les particules de matière noire augmente avec la densité et l'âge du halo, les halos plus anciens devraient posséder des noyaux plus grands et des densités centrales plus faibles. Ainsi, si les galaxies naines avec des Σ* plus faibles sont associées à des halos SIDM avec des noyaux plus grands (densités centrales plus faibles), une anticorrélation entre Σ* et le biais relatif est attendue. Ainsi, pour Zhang et al., le modèle SIDM combiné au biais d'assemblage fournit une explication plausible de la relation biais-Σ* qui est observée.

Si la matière noire auto-interagissante conduit à la formation de naines diffuses, l'auto-interaction doit être suffisamment forte pour produire des noyaux perceptibles, fournissant ainsi des prédictions testables. Zhang et ses collaborateurs ont utilisé un échantillon de halos et assigné à chacun des halos une galaxie avec son Σ*. Ils ont ensuite supposé une section efficace d'interaction, σ_m, et adopté le modèle isotherme de Jeans pour prédire le profil (rayon du noyau, r_c, et densité centrale, ρ₀ ) du halo SIDM. Le résultat met en évidence la similarité entre les noyaux des halos SIDM et les galaxies naines, en termes de distribution des tailles et du biais à grande échelle sur la taille, indiquant que les noyaux des halos SIDM sont des proxies viables des propriétés structurelles des galaxies naines. La relation prédite est presque une loi de puissance, on a Σ* ∝ 1/ r_c² pour une masse de halo donnée, ce qui implique que,  si la masse stellaire M_* dans un halo ne dépend que de la masse totale du halo, on aurait R₅₀ ∝ r_c , où R₅₀ est le rayon englobant 50% de la lumière de la galaxie, ce qu’on peut appeler la « taille » de la galaxie. En paramétrant la relation et en itérant le modèle de Jeans jusqu'à convergence et en ajustant le facteur de normalisation, les chercheurs chinois ont trouvé que la Σ* prédite peut effectivement  reproduire la relation biais relatif-Σ* qui est observée.

Les résultats de Zhang et al. sont clairement en défaveur d'une grande section efficace d'interaction pour la matière noire SIDM, puisque sinon cela conduirait à l'effondrement du noyau du halo et inverserait la tendance du biais avec Σ*. Les relations d'échelle prédites, Σ* ∝ 1/ r_c² et R₅₀ ∝ r_c, indiquent que les composantes stellaires des naines diffuses devraient suivre de près la dynamique induite par la matière noire. Une telle condition peut être créée par un processus qui peut mélanger les étoiles et le gaz de formation d'étoiles avec la matière noire.

Il est clair que maintenant ces hypothèses doivent être testées par exemple à l'aide de simulations hydrodynamiques qui peuvent modéliser correctement non seulement la dynamique de la composante SIDM mais aussi les processus de formation des galaxies.

A défaut de savoir exactement ce qu'est la matière noire, il se pourrait bien que l'on commence à la cerner un peu mieux... 

 

Source

Unexpected clustering pattern in dwarf galaxies challenges formation models

Ziwen Zhang et al.

Nature volume 642, pages47–52 (5 June 2025)

https://doi.org/10.1038/s41586-025-08965-5

Illustration

Le biais relatif observé des galaxies naines (à gauche) ; et le biais relatif prédit par la simulation sous l'hypothèse du modèle de matière noire auto-interagissant (SIDM) (la courbe noire) comparé aux résultats d'observation (la courbe orange) (à droite). (Zhang et al.)