L'expérience LZ détecte un signal potentiel de matière noire !

Pour une fois, je vais déroger à la règle que je suis fixée de ne parler que d’articles publiés dans des journaux après revue par des pairs. Il s’agit ici de la présentation d’un résultat il y a deux jours dans une conférence de physique qui s’est tenu au Japon, et qui concerne la matière noire, qui me touche particulièrement… Je précise que l’article correspondant a été soumis pour publication dans la très fameuse Physical Review Letters et pourrait sortir dans quelques mois…

Ce dont il est question est une nouvelle analyse de l’expérience LUX-ZEPLIN (LZ) qui exploite un détecteur de type chambre à projection temporelle au xénon liquide. Cette expérience internationale menée par 250 chercheurs et ingénieurs est installée au laboratoire souterrain de Sanford, dans le Dakota du Sud, à environ 1600 m sous terre.

Avec ses 10 tonnes de xénon liquide, l'expérience est optimisée pour la détection des WIMPs (particules massives interagissant faiblement) qui pourraient avoir différentes masses et différents types d’interactions (très faible !) avec la matière ordinaire.

Voilà, le 1er septembre, Sam Eriksen (université de Bristol) a fait une présentation des derniers résultats de la collaboration LZ lors de la conférence 2026 TeV Particle Astrophysics (TeVPA) qui a lieu cette semaine à Tendo au Japon.

A la slide 16 de sa présentation, il montre un graphe représentant tous les événements détectés au cours de 220 jours de données enregistrées entre mars 2023 et avril 2024. La collaboration avait précédemment exploré cet ensemble de données à la recherche de faibles signaux provenant des interactions WIMP les plus simples. Mais les chercheurs ont fait une nouvelle analyse qui a porté sur un éventail plus large d'interactions WIMP qui seraient susceptibles de déposer davantage d'énergie dans le détecteur.

Normalement, dans ce type de graphe en deux dimensions, qui représente l’énergie déposée dans le signal de scintillation en abscisse et le signal d’ionisation en ordonnée, tous les points qui apparaissent sont des interactions de particules du bruit de fond et elles se répartissent en deux zones : la zone de reculs de noyaux de Xénon (où on s’attendrait à voir les interactions de WIMPS, mais aussi de neutrons du bruit de fond, cette zone étant quasi vide en dehors des phases de calibration neutronique) et puis la zone des reculs d’électrons, qui est plus peuplée par de nombreuses interactions d’électrons et de photons gamma par exemple.

Ce qu’on voit sur ce graphe de la slide 16 de Sam Eriksen c’est un point qui se trouve en plein dans la zone des reculs de noyaux de Xénon, et qui est tout seul, isolé, loin de la bande des reculs d’électrons. Ce résultat a été obtenu après sélection des événements et du volume fiduciel dans un échantillon de données correspondant à une exposition de 2,84 tonne-année. Cet événement unique de recul nucléaire est compatible avec une interaction par recul nucléaire élastique présentant une énergie de recul de 248 ± 23 (stat) ± 23 (sys) keV. Cet événement peut être décrit par les spectres de signal prédits par plusieurs modèles élastiques ou inélastiques de matière noire.

Il conduit à une signifiance statistique globale de 2,6σ et à une signifiance locale maximale de 3,4σ, mais à condition que la masse de la WIMP soit supérieure à 200 GeV/c². Il faudrait 5σ pour annoncer la découverte tant attendue, mais environ 3σ, ça correspond déjà à une probabilité de 0,5% pour que ce signal soit en fait du bruit de fond mal évalué. Ou si on préfère, 99,5% pour que soit une particule de matière noire…

Evidemment, les physiciens de LZ en voyant se point isolé dans le graphe (le genre de signal qu’on attend depuis plus de 30 ans !), ont cherché toutes les solutions de bruit de fond qui pourraient expliquer sa présence. Ils ont évalué l’effet de plusieurs processus de bruit de fond parmi les plus rares ainsi que des effets de détection. Mais aucun n’a pu être identifié comme une explication plausible de l’événement qui a été nommé LZ 230616 (car la détection date du 16 juin 2023).

Les neutrons sont généralement considérés comme la cause la plus probable des interactions de type recul nucléaire (induit par une collision sur un noyau de xénon), les physiciens de LZ ont étudié trois sources principales : des réactions (α,n), la fission spontanée et les cascades induites par des muons. Un neutron doit avoir une énergie d’au moins 8 MeV pour transmettre 250 keV à un noyau de xénon lors d’une diffusion élastique, et la section efficace de diffusion élastique des neutrons sur le xénon présente un pic très prononcé vers l’avant à mesure que l’énergie du neutron augmente, ce qui conduit à de faibles dépôts d’énergie. À l’instar des neutrinos et des coïncidences accidentelles, il est donc très peu probable d’observer un seul recul à cette énergie sans observer également plusieurs autres événements à des énergies plus faibles. Ces informations spectrales, en plus des systèmes de veto du détecteur, constituent une contrainte forte dans l’inférence statistique sur la contribution des neutrons au fond dans la région d'intérêt de l’événement.

La composante neutronique dominante provient des réactions (α,n) dans les matériaux des détecteurs. Les neutrons de fission spontanée sont aussi pris en compte dans l’inférence statistique bien que leur taux soit jusqu’à 100 fois inférieur à celui des réactions (α,n). Mais la forte multiplicité en neutrons et en photons γ de la fission spontanée entraîne une probabilité élevée d’interactions multiples dans les détecteurs de LZ. À titre de vérification croisée, les neutrons à diffusions multiples ont été analysés afin de fournir une estimation secondaire du nombre de neutrons de fission spontanée qui seraient présents dans la région d’intérêt (ROI), avec une valeur prédite de 0,02 ± 0,02.

Quant aux cascades induites par des muons, elles peuvent produire des neutrons dont les énergies peuvent atteindre plusieurs GeV et qui sont susceptibles d’être alignés avec la direction du muon incident. Des simulations portant sur 2,1 × 10⁹ événements de muons atmosphériques ont été générées par les chercheurs, ce qui équivaut à 1 200 années d’exposition de LZ, sans qu’aucun dépôt de type du signal observé n’ait été observé.

Des simulations supplémentaires de neutrons dont les énergies varient entre 50 MeV et 1 GeV, produits dans la roche du laboratoire, ont également été réalisées afin d’évaluer l’efficacité de marquage du système de veto entourant le détecteur dans le cas où ni un muon ni aucune autre particule secondaire ne déclencherait le détecteur. Cette efficacité de marquage s’est avérée être de 80,0 ± 4,0 %. Eriksen et ses collaborateurs ont donc fixé une limite supérieure, avec un niveau de confiance de 90 %, pour le nombre d’événements de diffusion unique prévus, quelle que soit leur énergie, issus de neutrons induits par des muons, à 4,6 10⁻⁴… Ils n’ont donc pas inclus les neutrons induits par des muons dans le modèle du bruit de fond.

En résumé, le détecteur LZ a détecté une interaction de particule unique en juin 2023 et depuis trois ans, les chercheurs peinent à l’expliquer avec les signaux du bruit de fond connus provenant de la matière ordinaire. A court d’idées, ils ont décidé de rendre publique leur observation, lors d’une conférence spécialisée, et dans un prochain article de Physical Review Letters.

Ce résultat n'atteint pas encore le seuil statistique requis pour parler de découverte, mais il constitue l'indice le plus convaincant de l'existence de matière noire rapporté à ce jour par l'expérience LZ. Si l'événement LZ 230616 était vraiment dû à la matière noire, cela voudrait dire que la particule WIMP qui l'a généré aurait une masse d'au moins 200 GeV/c², ce qui est une plage de masse qui n’était pas privilégiée jusqu’à aujourd’hui. Et cela suggérerait également un type d'interaction spécifique entre les WIMPs et la matière ordinaire, qui irait au-delà du modèle le plus simple qui était généralement pris en compte.

Heureusement, depuis le 1er avril 2024, le détecteur LZ a continué à collecter des données dans les mêmes conditions de champ électrique que celles qui ont vu apparaître l’événement LZ 230616. On attend maintenant avec impatience l’apparition du deuxième événement du même type dans la zone d’intérêt…

Qui sait ? Peut-être avant la fin du processus de revue de Physical Review Letters (ou pas...).

 

Source

Search for dark matter particle interactions in an extended nuclear recoil energy window with the LUX-ZEPLIN (LZ) experiment

LZ Collaboration

https://arxiv.org/abs/2609.02823 (02 september 2026)

Illustrations

1. Le plot de la page 16 de la présentation de Sam Eriksen , le signal mystérieux est entouré par une croix rouge (LZ collaboration)

2. Schéma du détecteur Lux Zeppelin (LZ) 

Détection d'une raie gamma à 43,2 GeV provenant d'amas de galaxies massifs

Une équipe d'astrophysiciens chinois vient de mettre en évidence l'existence d'une raie gamma à une énergie de 43,2 GeV dans les données du télescope Fermi LAT accumulées pendant 15,5 ans en direction de 13 amas de galaxies. Cette raie gamma pourrait être le signal tant attendu d'un processus de désintégration ou d'annihilation de particules de matière noire, et donc une preuve indirecte de l'existence de particules massives interagissant faiblement. L'étude est publiée cette semaine dans Physical Review Letters.

Peu après la première publication des données de Fermi-LAT en 2012, plusieurs groupes de chercheurs ont entrepris des recherches de signaux de raies gamma en direction de la partie interne de la Galaxie et ont permis de trouver des preuves de la présence d'une raie aux environs de 130 GeV. Mais ce signal s'est avéré être un effet systématique de la reconstruction précoce des données de Fermi- LAT. Ce résultat nul a également été confirmé par l'observation indépendante du DArk Matter Particle Explorer (DAMPE). Cette fois, Yi-Zhong Fan (Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences) et ces collaborateurs se sont concentrés sur les amas de galaxies, les systèmes liés gravitationnellement les plus massifs de l'Univers, qui contiennent un grand nombre de sous-structures pouvant constituer des cibles prometteuses pour la recherche de matière noire. Ils ont pour cela exploité les données de Fermi-LAT archivées durant 15,5 ans. 

L'analyse de Fan et ses collaborateurs montre l'existence d'une raie spectrale à 43,2 GeV en direction d'un groupe de 13 amas de galaxies massifs proches, et plus particulièrement de 3 d'entre eux. Les chercheurs chinois montrent que ce signal est toujours présent dans les données les plus récentes.

La détection d'une raie gamma a été considérée comme la preuve irréfutable de l'annihilation et de la désintégration de la matière noire, car aucun processus astrophysique ou physique connu ne pourrait générer un spectre aussi particulier. Fan et ses collaborateurs ont utilisé les données publiques de Fermi-LAT P8R3 dans les directions de 13 amas de galaxies massifs à différents décalages vers le rouge z≤ 0,028, avec une analyse de vraisemblance non discrétisée. 

Le signal gamma à 43.2 GeV qu'ils identifient a une valeur de test statistique (TS) d'environ 30 si on ne considère que les données en direction des amas de la Vierge, du Fourneau et d'Ophiuchus, trois amas massifs. Et ce signal est toujours présent lorsque les données de dix autres amas massifs proches sont également incluses, bien que la valeur TS diminue à environ 21, probablement en raison de leurs faibles rapports signal/bruit selon les chercheurs. 

Le test statistique TS est défini comme TS≡2​ln⁡(ℒ^signal/ℒ^nul), où ℒ^ est la valeur de vraisemblance la mieux adaptée. La signification locale d'un signal de raie peut être approximée par la racine carrée de la valeur TS.

D'autre part, ce signal est absent dans la Galaxie interne, ce qui permet de réfuter à la fois l'effet instrumental et l'interprétation canonique de l'annihilation de la matière noire, ce qui implique qu'on pourrait avoir besoin d'un modèle de matière noire plus sophistiqué ou un scénario astrophysique très particulier.

On peut rappeler que de nombreux candidats intéressants pour les particules de matière noire ont été proposés dans la littérature, et les particules massives interagissant faiblement (WIMP) sont les plus prometteuses car elles peuvent expliquer naturellement la densité relique actuelle de matière noire. Les WIMPs peuvent s'annihiler ou se désintégrer, et finalement générer des paires de particules stables du modèle standard, telles que les rayons gamma, les neutrinos et antineutrinos, les électrons et positrons, les protons et antiprotons, etc. L'identification réussie de tels signaux pourrait donc permettre de déduire les propriétés des particules de matière noire.

Malgré les efforts considérables déployés au cours des dernières décennies, aucun signal définitif de matière noire n'a été identifié, ni dans les rayons gamma, ni dans les rayons cosmiques. L'une des difficultés réside dans le fait que les spectres d'énergie résultants des produits sont généralement lisses, ce qui rend difficile leur distinction des bruits de fond astrophysiques. Mais la situation pourrait changer si on observe une structure nette, comme une raie, comme on pourrait s'y attendre lors de l'annihilation ou de la désintégration des WIMPs dans un état final à deux corps γ​χ (ou la désintégration produisant un neutrino et un photon gamma à travers χ→γ​ν ). Dans le cas d'une annihilation, l'énergie des photons gamma dépend de la masse de la particule de matière noire : 

Eγ=mχ​(1−mχ²/4​mχ²).

Les  chercheurs chinois calculent la valeur TS du signal de raie dans la direction de chaque amas de galaxies et l'évolution de la valeur TS d'un groupe de sources en fonction de l'accumulation de sources. Ils calculent également l'évolution temporelle des valeurs de TS des trois amas de galaxies (Vierge Ophiuchus et Fourneau) , ainsi que de l'échantillon complet, puis des amas individuels.

Il s'avère que pour le signal dans l'ensemble de l'échantillon, la signification statistique globale est d' environ 3.7​ σ, tandis que pour les trois amas de galaxies Vierge Ophiuchus et Fourneau, la signification statistique globale est d'environ 4.3 σ... Il manque peu de chose pour annoncer une vraie découverte (définie à 5 σ).

Assez curieusement, Fan et ses collaborateurs observent une évolution temporelle du signal. Pour les trois amas principaux, la valeur de TS nette augmente globalement avec le temps, mais on voit une forte fluctuation durant l'intervalle de temps entre 57000 et 59000 MJD.

Pour l'ensemble de l'échantillon, la valeur TS atteint un pic aux alentours de 57700 MJD, puis chute rapidement, mais depuis 58600 MJD, elle est à nouveau en hausse. De manière générale, les valeurs de TS du signal dans les directions de la Vierge et d'Ophiuchus augmentent linéairement avec le temps, ce qui indique un processus d'émission globalement stable.

Après plus de 15 ans en orbite, Fermi-LAT est toujours en bon état et ses excellentes performances continues garantissent la collecte de données de haute qualité supplémentaires. Ce sera crucial pour vérifier si le signal observé à 43,2 GeV est réel ou non. Néanmoins, le double des données actuelles ne sera possible que d'ici 2040 seulement.... De plus, les données des télescopes gamma au sol, comme le Cherenkov Telescope Array, souffrent d'un bruit de fond important dû aux rayons cosmiques et d'une faible résolution énergétique aux environs de 40​GeV, ce qui les rend presque inutilisables pour confirmer le signal.

Heureusement, la prochaine génération de télescopes spatiaux à rayons gamma est à l'étude. Notamment VLAST (Very Large Area γ-ray Space Telescope) , une mission spatiale chinoise en cours de proposition, qui se caractérise par une excellente efficacité de détection dans la gamme du GeV et du TeV et avec surtout une excellente résolution énergétique de∼1.3% à 50 GeV. Compte tenu de sa haute acceptabilité et de sa résolution énergétique, un tel télescope serait parfait pour déterminer définitivement s'il existe une raie γ à 43 GeV dans les amas de galaxies. Fan et ses collaborateurs ont simulé ce que seraient des observations de VLAST sur 2 ans sur les 13 amas de galaxies étudiés avec Fermi-LAT, en adoptant comme données d'entrée les résultats d'ajustement optimaux du signal ainsi que du bruit de fond des données Fermi-LAT actuelles. En deux ans d'accumulation de données, la valeur du TS de la raie à 43 GeV devrait être d'environ 73. Les chercheurs chinois peuvent ainsi prévoir que en 1 à 2 ans, VLAST pourrait confirmer la présence de la raie à 43 GeV.

Le smoking gun de la matière noire a-t-il enfin été trouvé ? 

Source

Evidence for a ∼43 GeV γ-ray Line Signal in a Stacking Analysis of the Virgo, Fornax, and Ophiuchus Galaxy Clusters 

Yi-Zhong Fan et al.

Physical Review Letters 137, 071003 (12 August 2026)

https://doi.org/10.1103/lq5r-sjp7

Illustration

Spectre en énergie mesuré par Fermi LAT et simulation du signal observable avec VLAST (Fan et al.)

$\phantom{}$$\phantom{}$$\phantom{}$$\phantom{}$$\phantom{}$

Excès gamma du centre galactique : la matière noire remise en selle

En 2011, Dan Hooper et Lisa Goodenough (Fermilab) publiaient un article retentissant annonçant l'existence d'un excès mystérieux de rayons gamma en provenance du centre galactique, qui pouvait être interprété comme le signal de l'annihilation de particules exotiques de matière noire. Quelques années plus tard, une autre explication a émergé pour expliquer ce flux gamma : la présence de centaines de pulsars millisecondes émetteurs de photons gamma. Depuis lors, les deux scénarios ont âprement été débattus, avec une préférence qui s'est de plus en plus affirmée au fil des ans pour l'hypothèse des pulsars millisecondes, sans que l'hypothèse matière noire ne puisse être définitivement écartée. Aujourd'hui, une équipe de chercheurs vient  d'analyser les données sous un nouvel angle, en prenant en compte l'énergie des photons gamma individuels. Ils en concluent que l'hypothèse matière noire est plus convaincante que celle des pulsars millisecondes... Ils publient leur étude dans la prestigieuse Physical Review Letters. 

Une voie pour résoudre la nature de l'excès gamma du centre galactique (GCE) consiste à exploiter la caractéristique d’une source ponctuelle : la production de plus d’un seul photon depuis exactement une même position. La carte pixellisée du nombre de photons prédite par l’annihilation de la matière noire suit une distribution de Poisson. Bien qu’elle soit contrôlée par la distribution sous-jacente et incertaine de matière noire dans la Galaxie interne, un détecteur observe une distribution spatiale relativement lisse, ponctuée de fluctuations poissoniennes. Les sources ponctuelles, par leur capacité à produire plusieurs photons depuis la même position, injectent une variation supplémentaire d’un pixel à l’autre dans la carte. Même pour une population de sources trop faibles pour être détectées individuellement, elles peuvent collectivement induire une modification observable de la carte de photons par rapport à la prédiction poissonienne.

Cette intuition peut être encodée dans une vraisemblance analytique afin de distinguer les scénarios — comme cela a été fait pour la fonction de distribution de probabilité à un point, l’ajustement de gabarits non poissonien (NPTF) et le générateur de Poisson composé — ce qui a sous-tendu l’affirmation fondée sur le NPTF par Lee et al. en 2016 selon laquelle le GCE avait une origine de sources ponctuelles, des pulsars. Mais la robustesse de ces méthodes a été débattue à partir de 2019. Ce qui est indiscutable, c’est que la faisabilité computationnelle a imposé que la vraisemblance soit évaluée avec deux approximations importantes : premièrement : les corrélations de pixel à pixel sont négligées, et deuxièmement : les énergies des photons sont écartées.

Ces 5 dernières années, des approches d’apprentissage automatique ont été exploitées avec succès pour dépasser la première approximation. En particulier, une analyse sans vraisemblance fondée sur des réseaux de neurones convolutifs a conclu que, bien que le GCE puisse avoir une origine par des sources ponctuelles, ces sources devraient être considérablement plus faibles que ce qui avait été conclu dans les études de vraisemblance antérieures.

Florian List (université de Vienne) et ses collaborateurs se sont à nouveau appuyés sur la méthodologie des réseaux de neurones convolutifs, cette fois, afin de démontrer qu’elle peut également supprimer la seconde hypothèse, et fournir la première analyse de la nature en sources ponctuelles du GCE dépendante de l’énergie. 

Sur le plan conceptuel, il s’agit d’une avancée importante dans les études du GCE. On sait que le GCE possède un spectre distinct de celui des arrière-plans dominants. L’information en énergie fournit donc un levier puissant grâce auquel les méthodes pourraient démêler sa nature en identifiant des erreurs de modélisation de l’arrière-plan. Grâce à leur méthode, List et ses collaborateurs retrouvent un spectre de l’excès qui est similaire à celui des études antérieures, mais une population de sources bien moins lumineuse, et dont la prédiction médiane est compatible avec une émission purement poissonienne, comme ce qui serait attendu pour une origine liée à la matière noire. 

Cet apport est considérable puisque l’information énergétique conduit les sources ponctuelles supposées à être significativement moins lumineuses, ce qui indique soit que l'excès du centre galactique est véritablement diffus par nature, soit qu’il est composé d’un nombre exceptionnellement élevé de sources ponctuelles. Quantitativement, pour le meilleur modèle d’arrière-plan de List et ses collaborateurs, si l'excès est dû à des sources ponctuelles, la prédiction médiane du nombre de pulsars est de l’ordre de 100 000, et en tous cas plus de 35 000 avec un niveau de confiance de 90 %. Dans les deux cas, ce serait une population de plusieurs ordres de grandeur supérieure aux quelques centaines de pulsars qui ont été privilégiés par les analyses antérieures de sources ponctuelles du centre galactique.

Les chercheurs précisent que les variations permises par les systématiques de l’arrière-plan peuvent réduire le nombre requis de sources d’environ un facteur 10. On est encore très supérieur à quelques centaines... Pour eux, cela demeure la principale incertitude systématique qui mérite une étude plus approfondie. Au-delà de modèles diffus mis à jour, leur réseau de neurones pourrait être entraîné sur des combinaisons linéaires de différents modèles d’arrière-plan, inclure des méthodes adaptatives d’ajustement de gabarits, ou même des modèles pondérés par des polynômes ou des harmoniques. Cela donne des pistes intéressantes pour les travaux futurs sur cette question ô combien importante et passionnante.

On voit que même si on fait face à un problème notoirement difficile, des progrès demeurent possibles, et l’apprentissage automatique s’avère être un outil puissant pour dépasser des limitations anciennes. List et ses collègues ont produit la première inférence simultanée du spectre du GCE et de la distribution du nombre de sources, révélant que l’inclusion de l’énergie déplace la distribution des sources jusqu’à la rendre indiscernable de l’émission poissonienne qui est prédite par l'hypothèse de la matière noire. Ils affaiblissant ainsi l’un des principaux éléments de preuve en faveur de l’hypothèse des pulsars millisecondes...

Maintenant, plusieurs extensions directes de cette étude devraient être étudiées. La méthode pourrait par exemple être étendue à une plage d’énergie plus large, en particulier vers les basses énergies où le spectre unique du GCE pourrait apparaître plus clairement. Plus largement, il est probable que l’approche fondée sur les réseaux de neurones convolutifs, bien qu'elle soit performante, ne constitue pas encore l’utilisation optimale de l’apprentissage automatique pour ce problème. Explorer comment ces méthodes peuvent être poussées encore plus loin constitue une étape importante pour l’avenir, et surtout pour déterminer si la découverte de la matière noire a déjà été faite en 2011, grâce à la détection d'un excès de rayons gamma dans le centre galactique...

Source

Energy Distribution of the Galactic Center Excess’s Sources

Florian List et al.

Phys Rev Lett 136 (12 June 2026)

https://doi.org/10.1103/dkcq-6y4f 

Illustration

Visualisation de l'excès gamma du centre galactique (NASA)

Découverte d'une troisième galaxie dépourvue de matière noire dans le champ de NGC 1052

Dans une nouvelle étude publiée dans The Astrophysical Journal , une équipe d'astronomes de Yale décrit une galaxie naine située à 45 millions d'années-lumière de la Terre, appelée NGC 1052-DF9 , qui est la troisième galaxie découverte dépourvue de matière noire, après ses galaxies voisines DF2 et DF4. Ces trois petites galaxies semblent s'être formées par le même mécanisme de séparation du gaz et de la matière noire.

Selon le modèle standard de formation des galaxies, celles-ci se forment au sein de vastes halos de matière noire, à partir de gaz qui se refroidit et donne naissance à des étoiles. On considère que la quasi-totalité des galaxies sont gravitationnellement dominées par la matière noire. La proportion de matière noire dans une galaxie dépend de sa masse ; les galaxies naines de faible masse sont les plus riches en matière noire, car leurs faibles vitesses de libération permettent aux supernovas et autres mécanismes de rétroaction de chauffer et d’éjecter efficacement le gaz. De ce fait, ces galaxies possèdent généralement des halos de matière noire plus de 100 fois plus massifs que leur masse stellaire.

La découverte en 2018 et 2019 par Pieter van Dokkum et al. de deux galaxies faibles dépourvues de matière noire, NGC 1052-DF2 et NGC 1052-DF4 (qu’on appellera DF2 et DF4), a remis en question ce tableau. Outre le fait que leur masse totale est cohérente avec leur masse stellaire seule, ces deux galaxies possèdent des amas globulaires extrêmement lumineux et sont des galaxies ultradiffuses et spatialement étendues. L'ensemble de ces propriétés distinguait DF2 et DF4 de toutes les autres galaxies connues jusqu'alors.

Pieter van Dokkum et ses collaborateurs ont ensuite découvert en 2022 que DF2 et DF4 font partie d'un alignement linéaire étroit et statistiquement significatif d'une dizaine de galaxies peu lumineuses qui se trouvent toutes dans le champ de la grande galaxie NGC 1052. Un tel alignement linéaire, si resserré par rapport à son environnement local, est unique parmi les catalogues d'objets diffus. Les astrophysiciens ont également constaté que les galaxies de l'alignement sont cinématiquement liées :  leurs vitesses augmentent linéairement en fonction de leur position le long de l'alignement, suivant la tendance prédite par les positions et les vitesses de DF2 et DF4. Cela suggère fortement que les autres galaxies de l'alignement ont une origine commune, probablement formées conjointement avec DF2 et DF4. En suivant ce raisonnement, on peut supposer que ce qui a causé l'absence de matière noire dans DF2 et DF4 aurait également causé l'absence de matière noire dans les autres galaxies de l’alignement.

 

Il est à noter qu'un alignement similaire de galaxies avait déjà été observé dans des simulations en 2020 et 2021 (E.-j. Shin et al. 2020 ; J. Lee et al. 2021 ). Il s’agissait d'un scénario de formation de galaxies proposé par J. Silk en 2019 dans lequel des galaxies dépourvues de matière noire se forment à partir de gaz séparé de sa matière noire originelle suite à une collision à grande vitesse. Cet analogue de l'amas de la Balle à l'échelle des galaxies naines explique à la fois les amas globulaires extrêmement lumineux de DF2 et DF4 et leurs grandes tailles, ainsi que le fait que ces amas globulaires soient presque monochromatiques. Des simulations complémentaires réalisées après la découverte de la traînée des 9 galaxies naines ont confirmé que celle-ci, notamment ses vitesses radiales relatives, ses distances relatives et son âge, est tout à fait compatible avec une formation conjointe suite à une unique collision à grande vitesse entre deux galaxies naines « balles » (J. Lee et al. 2024 ; MA Keim et al. 2025 ). Mais, la prédiction la plus importante de ce scénario, à savoir que les autres galaxies de la traînée, outre DF2 et DF4, sont également dépourvues de matière noire, puisque formées à partir du même gaz dépourvu de matière noire, restait à vérifier.

La principale raison pour laquelle la masse des 7 galaxies restantes n'a pas été mesurée jusqu’à aujourd’hui, c’est leur faible luminosité et leur nature diffuse. DF2 et DF4 ont été découvertes en premier car ce sont les galaxies les plus brillantes de la traînée, même si DF2 et DF4 sont ultradiffuses. Les autres galaxies sont jusqu'à 100 fois plus faibles, ce qui rend très difficile la mesure de leurs vitesses radiales et presque impossible la mesure de leur cinématique interne. De plus, la résolution spectrale requise pour mesurer avec précision les faibles masses des galaxies de la traînée est encore plus élevée, étant donné que la dispersion des vitesses suit la relation  σ² ∝  M.

Mais tout n’est pas perdu car il existe une galaxie de la traînée pour laquelle il est possible de mesurer une dispersion des vitesses : NGC 1052-DF9 (DF9). DF9, est l'analogue le plus proche de DF2 et DF4, avec une luminosité, une taille et une population d'amas brillants similaires. Les dispersions attendues des étoiles et de la matière noire dans DF9 sont très similaires à celles de DF2 et DF4, ce qui rend idéales les techniques utilisées récemment pour mesurer les dispersions de DF2 et DF4 avec l'imageur Cosmic Web (KCWI) du télescope Keck II.

Michael Keim, doctorant de Pieter van Dokkum (Yale) a ainsi proposé une analyse approfondie avec l'imageur Cosmic Web de l'observatoire Hawaïen.

Keim et ses collaborateurs ont mesuré les mouvements des étoiles au sein de DF9 afin de déterminer sa masse. Ils ont constaté que DF9 possède une masse équivalente à 100 millions de masses solaires, ce qui correspond à la quantité attendue de matière visible dans une galaxie de cette taille, et rien d'autre. Si DF9 contenait également la quantité attendue de matière noire, sa masse serait supérieure à 10 milliards de masses solaires.

Selon les chercheurs, l'absence de matière noire dans DF9 suggère fortement que DF2, DF4 et DF9 se sont formées simultanément lors d'un événement violent, comme une collision à grande vitesse entre galaxies. Dans ce scénario, la collision aurait séparé le gaz de la matière noire des galaxies, et ce gaz aurait ensuite formé de nouvelles galaxies, suivant une trajectoire linéaire.

Si DF2, DF4 et DF9 étaient les seules galaxies connues, on ne pourrait pas conclure à la nécessité de la matière noire. Pour ces trois galaxies, leur masse dynamique, déduite du mouvement gravitationnel de leurs étoiles, est cohérente avec leur masse stellaire, estimée à partir de la lumière qu'elles émettent. Bien que, compte tenu des incertitudes de mesure, leurs masses dynamiques soient compatibles avec une légère surmasse par rapport à celle estimée photométriquement à partir de leurs étoiles, les fractions baryoniques qui en résulteraient seraient plusieurs fois supérieures à la fraction baryonique universelle.

Alors que presque toutes les autres galaxies naines étudiées jusqu'à présent sont fortement dominées par la matière noire, il est remarquable de constater que DF2, DF4 et maintenant DF9 semblent toutes dépourvues de matière noire et font partie d'un même alignement étroit de galaxies cinématiquement connectées. Il est quasiment certain pour Keim, Van Dokkum et leurs collaborateurs que cet ensemble de galaxies s'est formé simultanément, selon un mécanisme à l'origine de leur déficit en matière noire.

On l’a dit, l'absence de matière noire dans DF9 constituait une prédiction spécifique et originale du modèle de collision à grande vitesse de galaxies naines. Néanmoins, il existe d'autres théories de formation potentielles avec une certaine probabilité d'expliquer la traînée galactique observée. Parmi celles-ci figurent le scénario d’un gaz éjecté par des quasars, le scénario de galaxies naines formées le long de structures de marée créées par la fusion de galaxies massives ou encore l'arrachement par effet de marée d'un flux de galaxies en chute libre. Ces modèles alternatifs impliquent généralement une formation « descendante », les baryons étant séparés de leur halo de matière noire originel par des interactions avec d'autres galaxies ; par conséquent, tous s'attendraient à ce que DF9 soit dépourvue de matière noire. Il est à noter que la trajectoire de NGC 1052 avant sa découverte n'avait été prédite que par le modèle de collision à grande vitesse.

Keim et ses collaborateurs estiment bien sûr qu’il serait intéressant d'étendre leurs mesures aux galaxies de la traînée restantes, mais ils annoncent déjà que ce sera très difficile. Grâce aux résultats de DF9, on a désormais mesuré les dispersions de toutes les galaxies de la traînée qui ont une masse supérieure à 100 millions M⊙ ; les autres galaxies de la traînée ont des masses stellaires comprises entre 4 et 30 millions M⊙ et des dispersions de seulement 1 à 4 km s⁻¹ . Une autre piste pour mieux comprendre ce système consisterait à mesurer la distribution spatiale et la cinématique du gaz neutre et ionisé au sein du groupe. Si certaines galaxies de la traînée restantes contiennent du gaz, cela pourrait fournir des contraintes dynamiques pour des objets trop faibles pour être observés par spectroscopie optique. De telles données pourraient également révéler si du gaz résiduel issu de la collision initiale de la galaxie naine « balle », coïncidant avec la traînée, est encore visible. Ce serait une preuve irréfutable de cet événement. De plus, une contrainte sur le contenu en gaz des trois galaxies avec une cinématique mesurée permettrait de mieux contraindre leurs masses baryoniques totales, et pourrait même aider à distinguer entre les modèles de matière noire.

L'absence de matière noire dans DF9 constituait une prédiction forte, potentiellement invalidante, qu’avaient faite P. van Dokkum et al. en 2022, après la découverte de la trainée et l'hypothèse d'une formation lors d'une collision à grande vitesse entre deux galaxies naines « balle ». Sans cette théorie, DF9 n'aurait suscité aucun intérêt. Quoi qu'il en soit, cette troisième galaxie dépourvue de matière noire représente l'extrême limite de la formation galactique et s’avère essentielle à la compréhension de la nature de la matière noire.

Cela indique aussi que la matière noire est bien une substance physique qui peut agir indépendamment de la matière ou des gaz ordinaires, ce qui remet fortement en question les théories alternatives selon lesquelles la matière noire serait juste un effet de gravité modifiée…

 

Source

Une troisième galaxie dépourvue de matière noire le long d'une traînée de galaxies dans le champ NGC 1052

Michael A. Keim et al.

The Astrophysical Journal volume 1004 (16 juin 2026)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae6b8d

Illustrations 

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

2. Illustration du processus qui pourrait être à l'origines des galaxies sans matière noire (Nature)

Une nouvelle carte de la matière noire à très haute résolution

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Source

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

Diana Scognamiglio et al.

Nature Astroinomy (26 january 2026)

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

Illustrations

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

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

3. Diana Scognamiglio 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Source

A possible challenge for cold and warm dark matter

Simona Vegetti et al.

Nature Astronomy (5 january 2026)

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

Illustration

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

2. Simona Vegetti

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Source

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

P. Cox, et al.

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

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

Illustrations

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

2. Pierre Cox