L'amas de Coma renforce encore la tension de Hubble

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Source

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

Daniel Scolnic et al.

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

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

Illustration

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

2. Daniel Scolnic

Observations de la naissance d'étoiles massives dans le Grand Nuage de Magellan

Une équipe d'astronomes a fait une découverte sur la formation des jeunes étoiles dans le Grand Nuage de Magellan, en utilisant le télescope spatial Webb et le Grand Réseau Millimétrique/Submillimétrique ALMA. Leur étude, publiée dans The Astrophysical Journal, donne un nouvel aperçu des premiers stades de la formation d'étoiles massives en dehors de notre galaxie.

La formation d'étoiles massives joue un rôle essentiel en influençant la chimie et la structure du milieu interstellaire. La formation des étoiles se déroule dans des amas, les étoiles massives dominant la luminosité de l'ensemble. Aux premiers stades de leur formation, les vents à grande vitesse provenant des flux et des jets peuvent chauffer et comprimer le gaz environnant. Cela peut ensuite déclencher ou éteindre une nouvelle formation d'étoiles, en fonction de la distribution de densité du gaz comprimé. Et aux stades ultérieurs, le rayonnement ultraviolet de ces étoiles massives ionise le milieu interstellaire environnant. 

Il y a 6 à 7 milliards d’années, les superamas d’étoiles étaient le principal moyen de formation des étoiles, produisant des centaines de nouvelles étoiles par an dans notre galaxie. Ce type de formation d’étoiles est en déclin, et les superamas d’étoiles sont très rares dans notre Univers local. On ne connaît aujourd’hui que deux superamas d’étoiles dans la Voie Lactée et un dans le LMC, tous deux vieux de plusieurs millions d’années. Ochsendorf et al. ont étudié en 2017 les jeunes objets stellaires (ce qu'on appelle des YSO : Young Stellar Objects) dans le LMC en utilisant la photométrie avec les télescopes spatiaux Spitzer et Herschel et ils ont trouvé deux principales régions de formation d'étoiles : la première est 30 Doradus, l'hôte du superamas d'étoiles R136, et la seconde est N79, hôte du candidat superamas H72.97-69.39, qui serait âgé d'à peine 100 000 ans. On sait que 30 Doradus a connu quatre épisodes de formation d'étoiles au cours des 25 derniers millions d'années, tandis que N79 est en train d'intensifier son activité de formation d'étoiles et pourrait un jour rivaliser avec le taux de formation d'étoiles et la luminosité élevée de 30 Doradus.

Le LMC est une galaxie satellite de notre Voie Lactée, et est situé à près de 160 000 années-lumière de la Terre. Cette distance relativement proche et son orientation face en font un laboratoire idéal pour étudier la formation d’étoiles extragalactiques. Omnarayani Nayak et ses collaborateurs ont utilisé l’instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) de Webb pour observer 11 YSO isolés dans la région N79 du LMC pour mieux comprendre l'effet des vents stellaires à grande vitesse, des chocs à faible vitesse des flux sortants, du rayonnement UV, du rayonnement retraité de la poussière et de la pression du gaz ionisé chaud sur le nuage moléculaire géant parental.

Comme l’abondance d’éléments lourds dans le LMC est deux fois moindre que celle de notre système solaire, il montre des conditions de formation d’étoiles similaires à celles qui existaient il y a 6 à 7 milliards d’années dans notre galaxie. Cela donne aux astrophysiciens un aperçu de la manière dont la formation d’étoiles aurait pu se dérouler dans l’univers jeune.

Nayak et ses collaborateurs observent une variété d'YSO à un stade précoce et tardif. Ils ont en particulier examiné en détail les caractéristiques spectrales de six YSO, à savoir les raies d'émission de l' H2 (hydrogène moléculaire), les raies d'émission d'hydrocarbures polyaromatiques (HAP), les raies d'absorption du silicate et celles de glace en phase solide et gazeuse. 

Les raies de H2 dans l'IR moyen proviennent soit du rayonnement UV des étoiles massives, soit de l'excitation collisionnelle due à des chocs chauffant le gaz moléculaire. Les mêmes photons UV entrent en collision avec les molécules de HAP, ce qui conduit à l'excitation de divers modes de flexion et d'étirement et décompose les molécules de HAP de grande taille en molécules plus petites. Les électrons éjectés des molécules de HAP peuvent alors chauffer davantage le gaz local. Une émission de H2 excédentaire par rapport aux raies d'émission de HAP a déjà été observée dans les noyaux galactiques actifs en 2010 et dans des galaxies ultralumineuses en 2006, et on pense qu'elle provient des chocs.

La présence de raies d'absorption de silicate et de glace avec peu ou pas de H2 et des raies d'émission à structure fine, indique des très jeunes protoétoiles intégrées dans leur nuage de gaz natal, où les photons UV de l'étoile centrale n'ont pas encore ionisé le gaz environnant. Les différentes raies d'émission et d'absorption identifiées dans un spectre indiquent en fait l'âge de la protoétoile centrale ainsi que la distribution granulométrique et l'ionisation des HAP, ainsi que l'origine des chocs. 

Les images de MIRI obtenues par Nayak et ses collègues montrent que les étoiles les plus massives se rassemblent près de l'amas stellaire H72.97-69.39, et que les moins massives se répartissent à la périphérie de N79, un processus qu'on appelle la ségrégation de masse. Et ce que l'on pensait jusqu'alors être une seule jeune étoile massive s'est révélé être un amas de cinq jeunes étoiles. L'une des cinq jeunes étoiles est plus de 500 000 fois plus lumineuse que le Soleil, et est entourée par plus de 1 550 jeunes étoiles.

ALMA a aussi apporté des contributions significatives à l’étude des YSO dans le LMC, en particulier dans la région N79. Les précédentes observations effectuée avec ALMA dans cette région ont notamment révélé la collision de deux filaments de poussière et de gaz de plusieurs parsecs. C'est pile au point de collision que se trouve le superamas d'étoiles H72.97-69.39, qui abrite la protoétoile la plus lumineuse identifiée par le télescope Webb. La collision de filaments de gaz moléculaire pourrait ainsi être le catalyseur nécessaire à la création d’un superamas d'étoiles, selon les chercheurs. Les observations d’ALMA fournissent un contexte crucial pour comprendre l’environnement à plus grande échelle dans lequel ces YSO se forment. Cette étude permet par exemple aux astronomes d’étudier la relation entre les structures de nuages ​​moléculaires à grande échelle et la naissance des protoétoiles et des amas.

Nayak et ses collaborateurs montrent que les masses respectives pour les amas d'étoiles qu'ils ont nommés E1, S1 et S2 sont respectivement de 18,3 ± 2,7, 25,4 ± 3,2 et 15,7 ± 4,5 M⊙. Selon eux, dans E1, c'est l'YSO Y2 qui est probablement la source dominante, Y4 est la source dominante dans S1 et Y9 est celle qui domine dans S2. 

Les YSO observés présentent une variété de raies d'émission de HAP. Mais l'YSO Y4, la source ionisante centrale du candidat amas H72.97-69.39, ne présente aucune caractéristique de HAP, probablement en raison du rayonnement intense et des forts vents stellaires qui détruisent les hydrocarbures polyaromatiques environnants.

Les six étoiles YSO présentent en tous cas toutes plusieurs raies d'émission de l'hydrogène moléculaire H2. Y2 présente 16 raies d'émission H2 , soit le plus grand nombre de raies d'émission parmi toutes les sources étudiées dans cette étude. Y3, l'YSO le plus jeune, présente cinq raies H2. Les raies d'absorption importantes qui sont observées dans le spectre de Y3 indiquent quant à elles que cette protoétoile est enveloppée de poussière et qu'elle n'a pas encore commencé à ioniser le gaz environnant. Pour Nayak et son équipe, les raies H2 observées dans les spectres de Y3 pourraient aussi être dues à la source dominante, Y2, qui excite le H2.

Une autre caractéristique remarquable sont les raies d'émission [Ne II], [Ne III ], [Ar II ], [Ar III ] et [Fe II]. Elles indiquent la présence de chocs à grande vitesse (> 70 km s-1) dans Y1, Y2, Y4, Y6 et Y9. Des chocs à faible vitesse sont également présents dans ces YSO, car Nayak et al. identifient de fortes raies d'émission H2 et [Cl II]. Alternativement, les raies d'émission [Ne II ] et [Ne III ] peuvent aussi provenir d'YSO de masse élevée à proximité photoexcitant le gaz avec des photons UV et X extrêmes.

Les raies d'émission H I sont souvent observées lors de l'accrétion protostellaire et sont généralement abondantes dans les régions H II. Les taux d'accrétion de masse de Y1, Y2, Y4 et Y9 varient entre 1,22 × 10-4  et 1,01 × 10-2 M⊙ an-1 . Des taux d'accrétion de 10-4 M ⊙ an-1 ont été mesurés pour des étoiles de faible masse dans la Voie lactée. Selon Nayak et ses collaborateurs, la raison de ces taux d'accrétion élevés pour les YSO de N79 pourrait être soit que la force gravitationnelle domine dans les YSO de masse élevée, conduisant à un taux plus élevé, ou soit que les chocs et les vents contribuent au flux HI mesuré, conduisant à ce que les calculs des taux d'accrétion de masse soient des limites supérieures.

Concernant les caractéristiques d'absorption en phase solide et gazeuse, elles sont observées dans les spectres de Y1, Y3, Y4, Y6 et Y9. Mais l'YSO Y2 n'a aucune caractéristique d'absorption. Les astrophysiciens donnent une explication possible des caractéristiques d'absorption en phase gazeuse de HCN et de CO2 dans Y6 et Y9 : des vents à grande vitesse chaufferaient le gaz environnant à 100 K ou plus, ce qui conduirait à une augmentation de leur abondance. Les chercheurs notent que Y3 et Y9 ont également la caractéristique du doublet du CO2, Y3 ayant les raies d'absorption les plus importantes. Cet YSO a a des raies d'absorption importantes, probablement parce qu'il a moins de 10 000 ans, d'après Nayak et ses coauteurs.

Les astrophysiciens ont donc désormais observé des étoiles géantes à différents stades d’évolution, depuis de très jeunes protoétoiles jusqu’à des objets plus évolués ionisant leur environnement. Ces données fournissent aujourd'hui des informations sur la chimie complexe qui se produit dans ces pépinières d’étoiles, notamment la présence de molécules organiques et de poussière, ce qui relie la formation des étoiles à l’histoire plus vaste de la répartition des éléments et des composés dans l’univers. 

Source

JWST Mid-infrared Spectroscopy Resolves Gas, Dust, and Ice in Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud

Omnarayani Nayak et al.

The Astrophysical Journal, Volume 963, Number 2 (4 march 2024)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad18bc

Illustration

1. Vue d'artiste d'un superamas d'étoiles avec des YSO (NSF/AUI/NSF NRAO/S.Dagnello)

2. Omnarayani Nayak

Pluton a capturé Charon après un baiser

Des planétologues de l'université de l'Arizona viennent de trouver une explication pour la formation du couple Pluton-Charon : Pluton aurait capturé Charon après que les deux planètes naines sont entrées en collision « douce », ce nouveau processus est appelé par les auteurs « kiss-and-capture », ils publient leur étude dans Nature Geoscience.

Pluton et Charon constituent le plus grand système binaire de la population connue d'objets transneptuniens dans le système solaire externe. Leur axe orbital commun suggère une histoire évolutive liée et une origine collisionnelle. Mais leurs rayons, respectivement de 1200 km et 600 km, et la large orbite circulaire de Charon d'environ 16 rayons de Pluton nécessitent un mécanisme de formation qui place une grande fraction de masse en orbite, avec un moment angulaire suffisant pour entraîner l'expansion orbitale par effet de marée.

Pluton et Charon forment le système le plus étudié parmi les objets binaires trans-neptuniens, incluant Eris + Dysnomia, Varda + Ilmarë, et Orcus + Vanth. Le nombre de binaires de grande masse parmi les objets trans-neptuniens a conduit les planétologues à suggérer une histoire de formation commune. Mais, les plus massifs de ces couples sont trop massifs pour être expliqués par le processus de l’instabilité de flux, dans lequel des solides s’agrègent dans la nébuleuse protoplanétaire. L’instabilité de flux peut potentiellement expliquer la grande fraction de binaires plus petits parmi les Trans neptuniens, mais seulement jusqu’à un diamètre d’environ 100 km. Pour les corps plus grands, un autre mécanisme doit être imaginé.

Adeene Denton (University of Arizona, Tucson) et ses collaborateurs ont donc modélisé numériquement une capture collisionnelle de Charon par Pluton en utilisant des simulations qui incluent la résistance des matériaux, pour savoir si ce scénario était viable.

Pendant des dizaines d'années, les chercheurs en planétologie ont émis l'hypothèse que Charon, la lune de Pluton d'une taille inhabituelle, s'était formée selon un processus similaire à celui de la Lune autour de la Terre : une collision massive suivie de l'étirement et de la déformation de corps semblables à des fluides. Ce modèle a bien fonctionné pour le système Terre-Lune, où la chaleur intense et les masses importantes impliquées font que les corps en collision se comportent davantage comme des fluides. Mais, appliquée au système Pluton-Charon, plus petit et plus froid, cette approche a négligé un facteur crucial : l'intégrité structurelle de la roche et de la glace.

Lorsqu’ils ont pris en compte la résistance réelle de ces matériaux dans leurs simulations d’impact avancées, Denton et ses collaborateurs ont découvert quelque chose de tout à fait inattendu. Ils ont constaté qu'au lieu de s'étirer lors de la collision, Pluton et le proto-Charon sont restés temporairement collés l'un à l'autre, tournant comme un seul objet en forme de bonhomme de neige, avant de se séparer pour former le système binaire que nous observons aujourd'hui.

Une capture nécessite que la vitesse de collision vcoll n’excède pas la vitesse d’échappement mutuelle des deux corps. Pour le couple Pluton-Charon, cette vitesse est de l’ordre de 1 km.s^-1. Pour les angles d’impact les plus courants, autour de 45°, les simulations sans prise en compte de la résistance des matériaux produisent des fusions à ces vitesses et ne produisent donc pas de lunes. Mais une collision plus rasante, entre 50 et 80° apparaît en effet capable de capturer un proto-Charon dans 30% des simulations.

C’est une conséquence directe de la déformation globale des corps en collision dans les simulations hydrodynamiques. Cette déformation augmente la section efficace de collision et produit des effets gravitationnels qui peuvent mener à la capture de Charon sur une grande orbite excentrique. Les chercheurs montrent par ailleurs qu’il existe certaines conditions, dans les simulations, pour que le baiser mène à une liaison éternelle : Charon doit être en contre-rotation rapide avant la collision, sinon, il se retrouve détruit et Pluton perd son compagnon à jamais.

La plupart des scénarios de collision planétaire sont généralement classés dans les catégories « collision brutale » ou « frôlement et fusion ». Ce que les chercheurs ont découvert est tout à fait différent : le scénario qu’ils ont nommé « kiss and capture », voit les corps entrer en collision, se coller brièvement l'un à l'autre, puis se séparer tout en restant liés gravitationnellement.

Ce qui est intéressant dans cette étude, c'est que les paramètres du modèle qui permettent de capturer Charon finissent par le placer sur la bonne orbite. On obtient deux choses correctes pour le prix d'une. L'étude suggère aussi que Pluton et Charon sont restés quasi intacts lors de leur collision, préservant une grande partie de leur composition d'origine, et cela remet en question les modèles précédents qui suggéraient une déformation et un mélange importants lors de l'impact.

En outre, le processus de collision, y compris la friction due aux marées lorsque les corps se sont séparés, a déposé une chaleur interne considérable dans les deux corps, ce qui pourrait fournir un mécanisme permettant à Pluton de développer un océan souterrain, sans nécessiter une formation dans le système solaire très précoce, faisant intervenir des éléments plus radioactif - une contrainte temporelle qui a questionné les planétologues depuis un moment.

Dans le scénario « kiss-and-capture », Charon est capturé relativement intact, et conserve donc son noyau et la majeure partie de son manteau, ce qui implique que Charon pourrait être aussi ancien que Pluton selon les chercheurs.

Bien que les simulations présentées dans cette étude ne permettent pas de résoudre numériquement la présence des quatre petites lunes de Pluton extérieures à Charon, de masses comprises entre 5 × 10¹⁵ et 1,7 × 10¹⁶ kg et de compositions glacées, Denton et ses collègues notent tout de même que le processus « kiss-and-capture » tend à produire des débris extérieurs abondants qui pourraient expliquer leur formation. Pour un impacteur de la masse de Charon, environ 5 × 10²⁰ kg de débris principalement glacés sont produits, dont 10²⁰ kg restent liés au système, ce qui correspond à des milliers de fois plus que la masse des petites lunes. Une analyse préliminaire suggère cependant qu'une grande partie de ce disque de débris sera accrétée sur Charon, ce qui augmente sa fraction de masse de glace.

 

Source

Capture of an ancient Charon around Pluto

Adeene Denton et al.

Nature Geoscience (6 january 2025)

https://doi.org/10.1038/s41561-024-01612-0

Illustrations

1. Simulation de la collision Pluton-Charon (Denton et al.)

2. Adeene Denton

Découverte d'un 8ème "cercle radio étrange"

Grâce au radiotélescope MeerKAT, des astronomes ont découvert un nouveau cercle radio étrange qui semble être associé à une galaxie elliptique connue sous le nom de J0219-0505. Cette découverte, qui pourrait aider à mieux comprendre la nature de ce mystérieux phénomène d'émission radio, est rapportée dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

Ce qu'on nomme les "cercles radio étranges" (ORC : Odd Radio Circles) sont des mystérieux anneaux gigantesques visibles en ondes radio et dont l'origine reste encore inexpliquée. Ils sont généralement observés comme des cercles d'émission radio à spectre raide, sans aucune émission correspondante à d'autres longueurs d'onde. Jusqu'à présent, seules quelques structures de ce type ont été clairement définies comme des ORC. Ray Norris (CSIRO) et ses collaborateurs annoncent la détection d'un nouvel ORC, une découverte qui a été faite dans le cadre de l'étude MeerKAT International GHz Tiered Extragalactic Exploration (MIGHTEE). Norris est le découvreur des quatre premiers ORC en 2021.On en connaît aujourd'hui 7, 8 avec ce nouveau spécimen.

Le nouvel ORC, désigné ORC J0219–0505, a été identifié comme les précédents comme un anneau d'émission radio aux bords brillants entourant une source radio compacte au centre. Cet anneau semble être rempli d'une faible émission diffuse, avec des indices d'une certaine structure. De plus, les observations ont également détecté une faible émission diffuse s'étendant vers le sud-est de l'anneau. Norris et ses collaborateurs montrent qu'il existe bien une galaxie au centre, il s'agit d'une galaxie elliptique massive (WISEA J021912.43–050501.8), qui présente des caractéristiques étendues visibles sur les images optiques et infrarouges.

De telles caractéristiques étendues ne sont pas anodines, parce qu'elles sont caractéristiques d'une perturbation par une fusion ou une interaction entre galaxies. On peut donc penser, comme le font les auteurs de l'article que ORC J0219–0505 pourrait être une couche d'émission radio résultant d'électrons énergisés par un choc sphérique provenant d'une fusion de galaxies. 

Depuis 2021 et la découvert du premier ORC (voir ici, épisode 1134), de nombreuses explications physiques sur la nature des ORC ont été proposées, sans qu'aucune d'elle ne s'impose. On a notamment parlé d'un choc de terminaison directe résultant d'événements de sursauts stellaires (Norris et al., 2021), de fusions de trous noirs supermassifs binaires (Koribalski et al. 2021 ; Norris et al. 2022 ), de restes de supernova au sein du Groupe local (Filipović et al. 2022 ;Omar 2022 ;Sarbadhicary et al. 2023 ), de perturbations de marée d'étoiles par des trous noirs de masse intermédiaire ou supermassifs ( Omar 2022 ), ou encore d'émissions synchrotron provenant de chocs autour de galaxies massives (Yamasaki et al. 2024 ), ou bien de l'émission synchrotron de l'activité historique de flux galactiques (Coil et al. 2024 ), de bulles gonflées par jet de noyau galactique actif (Lin & Yang 2024 ). Et Dolag et al. ont même postulé en 2023 que les chocs internes résultant de la formation de halos galactiques de la taille d'un groupe pourraient expliquer la fréquence de détection et la morphologie des populations d'ORC.

Pour les ORC précédents, des halos avec une masse du halo de matière noire de 1000 à 10000 milliards de masses solaires et une masse stellaires de quelques centaines de milliards M⊙ avec un nombre de Mach de choc interne de 2,1−2,4 peuvent en effet expliquer les caractéristiques observées. Mais, un mécanisme d'accélération par choc direct des électrons des rayons cosmiques ne parvient pas à reproduire les luminosités observées de l'émission radio.

Pour ce nouveau petit ORC, il semblerait que ce soit différent. Les chercheurs ont mesuré le diamètre d'ORC J0219–0505 : le cercle fait 35 secondes d'arc, ce qui correspond à 371 600 années-lumière (en supposant le même décalage vers le rouge que la galaxie hôte de 0,196). Norris et son équipe notent que ORC J0219–0505 est beaucoup plus petit et plus faible que les ORC isolés qui ont été précédemment découverts. Les 7 ORC précédemment connus depuis la découvert du premier font tous un diamètre compris entre 300 et 500 kpc (entre 1 et 1,7 millions d'années-lumière),  ORC J0219–0505 et donc au moins 3 fois plus petit.

Et comme cette découverte a été faite dans une étude radio profonde mais relativement petite, cela indique qu'il doit exister une population d'ORC plus faible qui reste à dévoiler par MeerKAT ou d'autres radiotélescopes. Pour Norris et ses collaborateurs, cela suggère aussi que l'uniformité apparente des propriétés des premiers ORC est un effet de sélection. En particulier, la nouvelle découverte est cohérente avec le fait que les ORC ont une distribution de densité de flux similaire à celle de la population plus large de sources radio extragalactiques.

Le fait que l'émission optique/IR de la galaxie hôte soit étendue indique, selon Norris et al., une perturbation dans le passé, ce qui confirmerait naturellement le modèle de fusion de galaxies qui avait été proposé par Dolag et al. en 2023. Enfin, le léger décalage entre la galaxie hôte et le centre de l'anneau qui est observé est naturellement pris en compte par le modèle de Shabala et al. de 2024, qui peut être associé à une fusion galactique asymétrique dans le modèle de Dolag et al. C'est la meilleure hypothèse qui est retenue aujourd'hui par Ray Norris et son équipe.

Il est primordial de comprendre les caractéristiques morphologiques étendues visibles aux longueurs d'onde optiques, car elles peuvent être la clé pour vraiment comprendre le processus qui génère les ORC. Cela fera l'objet de travaux ultérieurs pour Norris et ses collaborateurs, qui exploreront également la polarisation et les propriétés spectrales de ce nouvel ORC.

Source

MeerKAT discovery of a MIGHTEE Odd Radio Circle 

Ray P Norris, et al.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 537, Issue 1 (February 2025)

https://doi.org/10.1093/mnrasl/slae114

Illustration

1. ORC J0219–0505 imagé par MeerKAT en ondes radio (Norris et al.)

2. Ray Norris 

Energie noire : la grande illusion ?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Source

Supernovae evidence for foundational change to cosmological models 

Antonia Seifert, et al.

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

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

Illustrations

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

2. Antonia Seifert 

Nouvelles mesures de la masse étendue entourant Sgr A*

L’étude du mouvement orbital des étoiles autour de Sagittarius A* au centre de la Galaxie offre une opportunité unique de sonder le potentiel gravitationnel à proximité du trou noir supermassif au cœur de notre Galaxie. Les données interférométriques obtenues avec l’instrument GRAVITY du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) depuis 2016 ont permis d’atteindre une précision sans précédent dans le suivi des orbites de ces étoiles. Les données de GRAVITY ont notamment été essentielles pour détecter la précession de Schwarzschild prograde dans le plan de l’orbite de l’étoile S2, qui était prédite par la relativité générale. En combinant les données astrométriques et spectroscopiques de plusieurs étoiles, dont S2, S29, S38 et S55, pour lesquelles on dispose de données sur leur temps de passage au péricentre avec GRAVITY, on peut désormais renforcer la signification statistique de cette détection à un niveau de confiance d’environ 10σ.

Et la précession prograde de l'orbite de S2 fournit des informations précieuses sur la présence potentielle d'une distribution de masse qui serait étendue autour de Sagittarius A*, et qui pourrait consister en une population stellaire dynamiquement détendue comprenant de vieilles étoiles et des restes stellaires, ainsi qu'un éventuel pic de matière noire. La collaboration GRAVITY a effectuée de nouvelles mesures ultra-précises des orbites de plusieurs étoiles autour de Sgr A* pour déterminer des contraintes sur cette masse encore invisible qui se situerait entre le trou noir supermassif et l'étoile S2, la plus proche de Sgr A*. Ils publient leurs résultats dans Astronomy&Astrophysics.

Depuis 2016, l'interféromètre GRAVITY du Very Large Telescope de l'ESO a permis d'obtenir des données astrométriques avec une précision sans précédent sur les étoiles du groupe S qui sont en orbite autour de Sagittarius A*, atteignant dans le meilleur des cas une incertitude de 30 μs d'arc. Cela en a fait un outil puissant pour étudier le potentiel gravitationnel près du trou noir supermassif au centre de notre Galaxie, en permettant d'atteindre des distances de Sgr A* jusqu'à environ mille fois son rayon de Schwarzschild. De plus, les observations astrométriques et polarimétriques des éruptions de Sgr A* avec GRAVITY ont révélé que la masse à l'intérieur du rayon des éruptions de quelques RS est cohérente avec la masse du trou noir mesurée à partir des orbites stellaires (Collaboration GRAVITY 2018, 2023). Avec l'image de Sgr A* par l'Event Horizon Telescope Collaboration publiée en 2022, cela confirme si on en doutait encore que Sgr A* est bien un trou noir supermassif.

Pour l'étoile S2, en raison de sa courte période orbitale de 16 ans et de sa luminosité, des données astrométriques sont actuellement disponibles pour deux révolutions orbitales complètes autour de Sgr A*, tandis que les données spectroscopiques couvrent une révolution et demie (Schödel et al. 2002 ;Ghez et al. 2003 ,2008 ;Gillessen et al. 2017 ). Au péricentre, S2 atteint une distance d'environ 1400 rayons de Schwarzschild de Sgr A* (ce qui fait 118 Unités Astronomiques ou encore 0,0019 AL), avec une vitesse maximale considérable de 7700 km.s-1 ≃ 0,026 c. En surveillant le mouvement de l'étoile dans le ciel et la vitesse radiale avec les instruments GRAVITY et SINFONI au moment du passage au péricentre en 2018, des données cruciales ont été obtenues afin de détecter les effets du premier ordre dans l'expansion post-newtonienne de la relativité générale sur son mouvement orbital. Le premier est le décalage gravitationnel vers le rouge des raies spectrales, qui a été détecté avec l'effet Doppler transversal, prédit par la relativité restreinte, avec une signification d'environ 10σ par la Collaboration GRAVITY en 2018 et avec une signification de 5σ par Faire et al. 2019. La collaboration GRAVITY a ensuite amélioré la signification de la détection en 2019 à environ 20σ. L'autre effet est la précession prograde dans le plan de l'angle du péricentre de l'orbite, ce qu'on appelle la précession de Schwarzschild. Elle correspond à une avance de 12,1 minutes d'arc par orbite dans la direction prograde pour S2 (GRAVITY Collaboration, 2020). Cet effet avait initialement été détecté au niveau 5σ puis  amélioré par les chercheurs de la Collaboration GRAVITY en 2022 à environ 7σ en combinant les données de S2 avec les données des étoiles S29, S38 et S55, qui pouvaient être observées avec GRAVITY au moment de leur passage au péricentre et dont les distances au péricentre sont comparables à celle de S2.

L'effet Lense-Thirring, causé par la rotation du trou noir supermassif donne à la fois une contribution supplémentaire à la précession dans le plan et une précession du plan orbital. Pour l'étoile S2, cet effet relativiste est égal à 0,11 minute d'arc. L'effet est donc au moins 50 fois plus petit que la précession de Schwarzschild, en supposant un trou noir avec un spin maximal, et il est hors de portée des mesures actuelles. Afin de mesurer le spin de Sgr A*, on devrait observer une étoile avec une distance péricentrique au moins trois fois plus petite que celle de S2, étant donné la précision astrométrique atteignable avec GRAVITY.

Toute distribution de masse étendue autour de Sgr A*, suivant un profil de densité de symétrie sphérique, ajouterait une précession rétrograde des orbites stellaires, contrecarrant la précession de Schwarzschild prograde. Cette distribution de masse devrait théoriquement être composée principalement d'une population dynamiquement détendue de vieilles étoiles et de restes stellaires de faible luminosité. Pierre (1972), puis Frank et Rees (1976) et Bahcall et Wolf (1976) ont été les premiers à aborder le problème de la distribution des étoiles autour d'un trou noir massif central. Bahcall et Wolf avaient découvert qu'une population stellaire à masse unique autour d'un trou noir massif central atteint une distribution de densité stationnaire sur l'échelle de temps de relaxation à deux corps. Dans le centre galactique, la population stellaire ancienne peut être représentée approximativement par des étoiles légères avec des masses autour de 1 M⊙ et des trous noirs stellaires plus massifs avec des masses autour de 10 M⊙. Avec une telle population, une ségrégation de masse se produit : les objets plus massifs ont tendance à se concentrer vers le centre en raison d'interactions dynamiques avec des objets plus légers. La solution de ségrégation de masse pour la distribution à l'état stationnaire des étoiles autour d'un trou noir massif comporte deux branches, une ségrégation faible et une ségrégation forte, basées sur la dominance d'objets plus lourds ou plus légers dans les interactions de diffusion. Dans la branche de ségrégation faible, les objets lourds s'installent dans une distribution de loi de puissance avec une pente de -1,75, tandis que les objets plus légers présentent un profil plus plat avec une pente de -1,5. Inversement, la branche de forte ségrégation se traduit par des pentes plus raides et une plus grande différence entre les masses légères et lourdes. Preto et Amaro-Seoane (2010) ont fourni une réalisation claire grâce à des simulations à N-corps de la solution de forte ségrégation de masse, montrant également que la population stellaire piquée vers le centre (ce qu'on appelle une cuspide) peut se développer sur des échelles de temps bien plus courtes que le temps de relaxation. 

En plus de la cuspide stellaire, un trou noir de masse intermédiaire compagnon de Sgr A* pourrait théoriquement être présent dans le centre galactique. En 2023, la collaboration GRAVITY a démontré qu'un trou noir intermédiaire qui serait enfermé à l'intérieur de l'orbite de S2 ne peut avoir qu'une masse inférieure à 1000 M⊙. De plus, Gondolo & Silk ont montré en 1999 que des particules de matière noire pourraient être accrétées par Sgr A* pour former un pic dense au centre de la galaxie, augmentant la densité de matière noire dans le centre galactique jusqu'à dix ordres de grandeur par rapport à la densité attendue dans le cas d'un profil classique de Navarro-Frenk-White. Dans ce scénario, le pic pourrait contribuer à la distribution de masse étendue autour de Sgr A*, alors qu'en l'absence d'un tel pic, la contribution de la matière noire dans la plage radiale des orbites des étoiles S serait négligeable dans un profil NFW. 

En 2022, les astrophysiciens de la collaboration GRAVITY, avaient estimé la limite supérieure (à 1σ) sur toute masse étendue distribuée dans l'orbite de S2 à 3000 M⊙. Dans ce nouvel article qui vient de paraître, les chercheurs utilisent une année supplémentaire d'observations de GRAVITY sur 11 étoiles du groupe S, qui leur permet d'améliorer et d'étendre l'analyse précédente. Parmi ces 11 étoiles, quatre d'entre elles sont particulièrement utiles pour déterminer le plus précisément les mouvements orbitaux : S2 (bien sûr), ainsi que S29, S38 et S55. 

Leur analyse est basée sur deux profils de densité de masse plausibles à l'intérieur de l'orbite de S2 : une loi de puissance et un profil de Plummer. Ils parviennent à contraindre la masse enfermée à l'intérieur de l'orbite de S2 qui se trouve être cohérente avec zéro, et ils établissent une limite supérieure d'environ 1200 M⊙, avec un niveau de confiance de 1σ. Ce résultat améliore considérablement les contraintes sur la distribution de masse dans le centre galactique, passant d'un maximum de 3000 M⊙  à seulement 1200 M⊙. Les chercheurs précisent que cette nouvelle limite supérieure est très proche de la valeur qui est attendue à partir des simulations numériques pour une cuspide stellaire dans le centre galactique, laissant donc peu de place à une augmentation significative de la densité de matière noire près de Sagittarius A*. 

En conclusion, les chercheurs de la collaboration GRAVITY rappellent que les mouvements orbitaux de S2, S29, S38 et S55 sont parfaitement compatibles avec les orbites autour de Sgr A* prédites par la Relativité Générale, présentant une précession prograde de leurs angles péricentraux dans le plan orbital. En effectuant un ajustement multi-étoiles avec ces nouvelles données, ils ont pu détecter la précession de Schwarzschild de leurs orbites avec un niveau de confiance statistique d'environ 10σ, marquant une amélioration significative par rapport aux résultats précédents de 2022.

Ils établissent également une limite supérieure stricte pour la masse de toute distribution de masse étendue hypothétique autour de Sgr A*, qui ajouterait une précession rétrograde à l'orbite de S2, contrecarrant la précession prograde relativiste. Cette distribution de masse pourrait être composée d'une cuspide dynamiquement détendue d'anciennes étoiles et de restes stellaires et potentiellement d'un pic de matière noire. En la modélisant avec une distribution de densité de symétrique sphérique, et en testant deux profils de densité plausibles, ils constatent que la masse enfermée dans l'orbite de S2 est systématiquement compatible avec zéro. Ils fixent une limite supérieure forte à environ 1200 M⊙, améliorant considérablement les limites qui avaient été établies en 2022.

Même si ils sont  compatibles avec aucune masse étendue, la limite supérieure trouvée concorde encore avec les prédictions théoriques de la présence d'une cuspide stellaire dynamiquement détendue, composée d'étoiles, de naines brunes, de naines blanches, d'étoiles à neutrons et de trous noirs stellaires, selon des simulations numériques utilisant une version mise à jour du code développé dans Zhang & Amaro-Seoane il y a quelques mois. Cette analyse prédit une masse enfermée dans l'orbite de S2 d'environ 1210 M⊙. Étant donné que la limite supérieure qui est trouvée aujourd'hui est très proche de cette valeur prédite, les chercheurs de la collaboration GRAVITY concluent qu'ils ne trouvent aucune preuve d'un pic significatif de matière noire dans le centre galactique.

S2 se déplace actuellement vers l'apocentre de son orbite, qu'elle atteindra en 2026. Les données de GRAVITY collectées dans les années à venir, combinées à des mesures de spectroscopie affineront davantage les contraintes sur la distribution de masse étendue dans le centre galactique, car la distribution de masse influence principalement les orbites stellaires dans la moitié de l'apocentre. Cela permettra d'affiner la comparaison avec les prédictions théoriques pour la cuspide stellaire, ce qui est d'une importance fondamentale pour comprendre la distribution des étoiles faiblement lumineuses et anciennes de la séquence principale et des sous-géantes dans le centre galactique.

Ces étoiles sont trop faibles pour être actuellement détectées avec GRAVITY, mais leur détection pourrait être à la portée des observations futures avec par exemple la mise à niveau GRAVITY+ du VLTI et l'instrument MICADO de l'ELT. Ces étoiles pourraient potentiellement être sur des orbites plus serrées autour de Sgr A* et pourraient permettre de mesurer son spin et son moment quadrupolaire. De plus, la comparaison entre les contraintes observationnelles et les prédictions théoriques est également importante pour mieux comprendre la distribution des objets compacts dans le centre galactique et dans les noyaux galactiques en général. 

Ces informations seront précieuses en vue de la future mission LISA qui sera capable de détecter des fusions de trous noirs supermassifs. Il se trouve que le taux de ces fusions de trous noirs supermassifs dépend fortement de la distribution de densité des restes compacts qui se trouvent autour d'eux à une distance d'environ 0,03 AL, une distance qui correspond à la distance apocentrique de S2 autour de Sgr A*...

Source

Improving constraints on the extended mass distribution in the Galactic center with stellar orbits

GRAVITY Collaboration

Astronomy&Astrophysics 692, A242 (17 December 2024)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202452274

Illustrations

1. Image du centre galactique et localisation de l'étoile S2 par rapport à Sgr A* (ESO)

2. Groupe des étoiles S en orbite autour d'un point invisible (John Kormendy)

3. Trajectoire des 11 étoiles S utilisées par la collaboration GRAVITY (GRAVITY Collaboration)

Absence d'océan de magma peu profond sur Io

Io est la lune galiléenne la plus proche de Jupiter, exécutant une orbite autour de la planète géante toutes les 42h30. Son diamètre est de 3 643 km et sa densité de 3 528 kg/m³, ce qui la rend environ 5 % plus grande en diamètre et en densité que la Lune. En raison de l'orbite excentrique de Io, sa distance par rapport à Jupiter varie d'environ 3 500 km, ce qui entraîne des variations très importantes de l'attraction gravitationnelle de Jupiter. À l'instar des marées sur la Lune provoquées par la Terre, ces variations gravitationnelles, ces effets de marée, entraînent des déformations sur Io, qui seraient la principale source d'énergie de l'intense activité volcanique et des émissions infrarouges qui sont observées à sa surface. La quantité d'énergie dissipée à l'intérieur de Io est immense, avec une puissance totale de l'ordre de 100 TW...

Depuis des décennies, on suppose que ce réchauffement extrême dû aux marées pourrait être suffisant pour faire fondre une fraction substantielle de l'intérieur d'Io, formant vraisemblablement un océan de magma souterrain global. On pense d'ailleurs que de nombreux mondes ont possédé des océans de magma au début de leur évolution - notamment la Lune primitive, dont on pense qu'elle a eu un océan de magma peu profond au cours des 100 premiers millénaires, causé par l'impact géant qui lui a donné naissance. Le volcanisme extrême d'Io suggère fortement l'existence d'un intérieur au moins partiellement en fusion.

La question de savoir si l'intérieur de Io contient ou non un océan de magma global peu profond est restée en suspens depuis la découverte du volcanisme de Io. Il existe en fait deux modèles pour l'intérieur de Io : un intérieur partiellement fondu mais principalement solide, ou bien un intérieur avec un océan magmatique global. Un noyau métallique avait également été indiqué par des mesures gravitationnelles il y a quelques années, et serait dans ce cas probablement liquide. L'existence d'un océan magmatique global a été prédite grâce à deux types d'analyse. La première repose sur des mesures d'induction magnétique de la mission Galileo qui ont suggéré l'existence d'un océan de magma à l'intérieur d'Io, avec l'hypothèse d'une couche superficielle proche d'environ 50 km d'épaisseur avec plus de 20% de matière fondue - bien que les résultats aient fait l'objet d'un débat substantiel. Et puis plus récemment, la cartographie globale des volcans de Io par Juno a été utilisée pour montrer que la distribution du flux de chaleur volcanique est cohérente avec la présence d'un océan magmatique global. 

Pour tenter de trancher la question, Ryan Park (Jet Propulsion Laboratory, NASA) et ses collaborateurs qui exploitent la sonde Juno, ont décidé d'utiliser une nouvelle méthode, fondée sur la mesure de la réponse de Io aux effets de marée, donc sa déformabilité. Il s'agit  d'un diagnostic clé pour distinguer si Io a un océan magmatique global ou un océan magmatique peu profond. 

Si Io a un océan de magma, la réponse de marée doit être grande (et inversement elle doit être petite si il ne possède pas d'océan de magma). La réponse de marée de Io peut être quantifiée par un nombre complexe qu'on appelle le nombre de Love gravitationnel k2=Re(k2)+i.Im(k2). La composante réelle Re(k2) caractérise la réponse en phase, qui est définie comme le rapport entre le potentiel gravitationnel imposé par Jupiter et le potentiel induit par la déformation de Io. La partie imaginaire de la réponse de marée Im(k2) est souvent définie comme -|k2|/Q, où Q est le facteur de qualité de la dissipation, et est une mesure de la quantité de chaleur que Io devrait générer. Des études antérieures ont utilisé des mesures astrométriques pour déterminer |k2|/Q, mais n'ont pas pu déterminer Re(k2) indépendamment. 

La méthode de Park et ses collaborateurs repose sur la mesure très précise du mouvement de la sonde Juno (qui explore le système jovien depuis la mi-2016) lors de ses survols rapprochés de Io. Ce faisant, on peut déterminer le champ de gravité d'un corps perturbateur. En juin 2024, Juno avait effectué un total de 62 orbites autour de Jupiter, et les données acquises au cours de cette période ont été utilisées pour améliorer la compréhension de l'environnement dynamique de Jupiter, en particulier les orbites des satellites galiléens ainsi que le champ de gravité et l'orientation de Jupiter. Les deux survols de Io sont dénommés I57 et I58, et ont eu lieu respectivement le 30 décembre 2023 et le 3 février 2024. I57 a notamment fourni une occasion unique d'acquérir les données de gravité pour l'hémisphère nord d'Io. Les deux survols ont eu lieu à des altitudes d'environ 1500 km et ont fourni des données Doppler de proximité, avec une précision 10 fois plus grande que celle des données Doppler qu'avait obtenue la sonde Galileo. Park et ses collaborateurs ont combiné les données de Juno avec les données précédemment acquises de Galileo, ainsi que les observations astrométriques. Ils ont ainsi pu déterminer Re(k2) = 0,125 ± 0,047 et Q = 11,4 ± 3,6, ce qui donne |k2|/Q = -Im(k2) =0,0109 ± 0,0054. 

Sans océan magmatique, Re(k2) peut être aussi petit qu'environ 0,1; avec un océan magmatique, Re(k2) n'est jamais inférieur à 0,8 lorsque la hauteur de la couche liquide h=50 km parce que l'effet de découplage de la couche liquide conduit à une plus grande réponse de la marée. Ces résultats fournissent donc des preuves solides démontrant qu'il n'existe pas d'océan magmatique souterrain global peu profond capable d'être la source de l'activité volcanique de Io. Un manteau supérieur viscoélastique plus épais recouvrant l'océan magmatique réduira la déformation de la surface. Les chercheurs montrent qu'un manteau supérieur de 250 km d'épaisseur réduit Re(k2), mais pas suffisamment pour satisfaire les mesures de Juno. Cependant, un manteau supérieur d'une épaisseur d'environ 500 km peut reproduire à la fois les valeurs de Re(k2) et |k2|/Q mesurés. Dans le cas d'un océan magmatique sous un manteau viscoélastique, le résultat montre que l'épaisseur du manteau doit dans tous les cas être supérieure à 318 km.

Les résultats de Juno n'excluent donc pas la possibilité d'un océan magmatique profond existant à une profondeur supérieure à 318 km, mais un océan magmatique profond ne pourrait pas être la source de l'activité volcanique d'Io. Les chercheurs notent qu'un océan magmatique très mince (< 2 km) et peu profond pourrait aussi produire une petite valeur de Re(k2) compatible avec les observations, mais Park et ses collaborateurs rappellent que la topographie de surface de Io a des amplitudes d'environ 1 km et que les variations isostatiques devraient résulter en une topographie basale d'au moins quelques kilomètres, dépendant du contraste de densité. Dans ce cas, pour un océan magmatique très fin, l'océan magmatique ne serait plus global. Ils en concluent qu'un océan magmatique global et peu profond est exclu par les résultats de Juno.

Comme on s'attend à ce qu'un océan magmatique global profond découple mécaniquement la croûte, Park et ses collaborateurs ont aussi étudié la possibilité de mesurer les librations diurnes de la surface pour fournir des contraintes supplémentaires. Leur analyse montre que les distributions de probabilité a posteriori des amplitudes de libration pour les cas avec et sans océan magmatique se chevauchent de manière significative. Pour un scénario sans océan magmatique, l'amplitude de libration varie de 250 à 268 m. Pour le scénario avec océan magmatique, l'amplitude de libration pourrait être plus importante, allant de 261 à 317 m. 

Les résultats de Park et ses collaborateurs indiquent donc qu'il n'existe pas d'océan magmatique global peu profond sur Io. Sur Terre, les matières fondues profondes peuvent être plus denses que le manteau environnant et restent donc séquestrées dans un océan de magma basal. Sur Io, en revanche, les pressions sont beaucoup plus faibles, de sorte que l'on s'attend à ce que la fonte du manteau soit toujours moins dense que le manteau solide qui l'entoure. Le magma aura donc tendance à remonter, rendant le maintien d'un océan magmatique profond dynamiquement problématique. Inversement, si les masses fondues sont denses (par exemple, si elles sont suffisamment riches en fer), avec un océan magmatique profond, il serait difficile d'expliquer comment une telle masse fondue pourrait remonter et entrer en éruption. 

Ces considérations font dire à Park et son équipe que le volcanisme qui est observé à la surface d'Io ne proviendrait pas d'un océan magmatique global. Bien qu'on ne puisse pas exclure totalement l'existence d'un manteau hétérogène dans lequel se trouvent à la fois des matières fondues denses et profondes et des magmas éruptifs flottants, aucune observation actuelle ne confirme l'existence d'une couche de matière fondue profonde. 

Comment la Lune primitive a-t-elle pu conserver un océan de magma peu profond pendant une période relativement longue, alors que Io, qui est continuellement chauffé par les marées, ne le fait pas ? Selon Park et ses collaborateurs, il il y a deux possibilités : premièrement l'absence relative de volatiles sur la Lune pour alimenter les éruptions, et deuxièmement la présence d'une croûte anorthositique de faible densité, qui empêche la migration de la matière en fusion vers le haut et l'éruption. L'océan magmatique de la Lune a été formé par un impact géant; mais en l'absence d'un tel événement catastrophique, le chauffage par les marées seul semble insuffisant pour permettre à un tel océan de magma de se développer sur Io.

Il est important de comprendre le chauffage par les marées en tant que cause principale des océans dans notre système solaire, tels que ceux sur Europe et Encelade, et potentiellement au delà. Bien que les planétologues supposent généralement qu'un chauffage intense dû aux marées peut conduire à des océans de magma, l'exemple d'Io montre que ce n'est pas nécessairement le cas. Les arguments qui impliquent que Vesta ou d'autres astéroïdes très précocement créés ont formé des océans de magma à partir du chauffage par désintégration radioactive de l' 26Al doivent également être réexaminés selon les chercheurs. La migration rapide de la matière fondue et l'éruption peuvent entraver le développement des océans de magma, à moins qu'il n'existe une barrière au mouvement ascendant. De telles barrières existaient probablement sur la Lune primitive, ainsi que sur les satellites glacés, où la  masse fondue (l'eau) est plus dense que la croûte (la glace) et où les océans sont fréquents.

Pour résumer les résultats de cette étude : ni le volcanisme silicaté superficiel intense observé sur Io, ni son chauffage extrême par les marées de Jupiter n'impliquent un océan magmatique peu profond sur Io comme on pouvait s'y attendre. Le 24 novembre 2024, la sonde Juno a effectué son 66ème survol des sommets nuageux de Jupiter. Sa prochaine approche de la géante gazeuse aura lieu le 27 décembre, la sonde s'approchera alors à environ 3 500 kilomètres au-dessus des nuages de Jupiter et aura parcouru 1,039 milliard de kilomètres depuis son entrée dans l'orbite de la géante gazeuse en 2016.

Quant à Io, les profondeurs du corps le plus volcanique du système solaire continueront à n'en pas douter à être sondées à partir d'autres mesures, telles que l'obliquité, la précession, la nutation, et le champ de gravité à haute résolution.

Source

Io’s tidal response precludes a shallow magma ocean

R. S. Park, et al.

Nature (12 december 2024)

https://doi.org/10.1038/s41586-024-08442-5

Illustrations

1. Io imagé par Juno (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS Image processing by Gerald Eichstädt)

2. Vue d'artiste de l'intérieur de IO sans océan magmatique (Sofia Shen / NASA / JPL / Caltech)

3. Ryan Park

Un pas de plus vers la compréhension de la formation des galaxies

Une équipe internationale d'astrophysiciens a découvert des preuves montrant que les anciennes galaxies elliptiques de l'univers peuvent se former à partir d'une intense formation d'étoiles au sein des premiers noyaux de galaxies. Cette découverte publiée dans Nature approfondit notre compréhension de la façon dont les galaxies ont évolué depuis l'Univers primitif.

Les galaxies de l'Univers actuel sont de morphologies diverses et peuvent être grossièrement divisées en deux catégories : les galaxies spirales jeunes, en forme de disque, comme la Voie Lactée, qui forment encore de nouvelles étoiles, et les galaxies elliptiques plus anciennes, dominées par un renflement central, et qui ne forment plus d'étoiles et qui manquent généralement de gaz. 

La plupart des étoiles de l'Univers actuel résident dans ce qu'on appelle des sphéroïdes, qui sont des renflements de galaxies spirales et de galaxies elliptiques. Leur formation est toujours un problème non résolu aujourd'hui. Les astrophysiciens ont longtemps soupçonné que les galaxies brillantes en infrarouge et ondes radio submillimétriques, à décalage vers le rouge élevé, étaient liées à la formation de sphéroïdes. Mais la preuve de ce lien a été jusqu'à présent entravée par un important obscurcissement par la poussière ou par des méthodologies limitées.

Qing-Hua Tan (Observatoire de la Montagne Pourpre, académie des sciences chinoise) et ses collaborateurs (dont les français Fréderic Bournaud, David Elbaz et Jérôme Pety) ont avancés vers cette preuve en découvrant des sites de naissance de galaxies elliptiques géantes par l'analyse des données du réseau ALMA sur plus de 100 galaxies brillantes dans le domaine submillimétrique avec des décalages vers le rouge les situant à l'ère du « midi cosmique », lorsque l'univers avait entre 1,6 et 5,9 milliards d'années, et que de nombreuses galaxies formaient activement des étoiles. Cette étude fournit la première preuve observationnelle solide que des sphéroïdes peuvent se former directement par formation intense d'étoiles au sein des noyaux de galaxies à flambée d'étoiles de l'Univers primitif. 

Dans cette étude, les chercheurs ont utilisé une analyse statistique de la distribution de la luminosité de surface induite par les émissions de poussière, combinée à une nouvelle technique d'analyse. Ils ont découvert que les émissions submillimétriques de la plupart des galaxies échantillonnées sont très compactes, avec des profils de luminosité de surface s'écartant considérablement de ceux des galaxies à disques. Pour Tan et ses collaborateurs, cela suggère que ces émissions submillimétriques proviennent de structures qui sont déjà de type sphéroïde. 

D'autres preuves de cette forme sphéroïdale proviennent d'une analyse détaillée de la géométrie 3D des galaxies. La modélisation montre que le rapport entre le plus court et le plus long de leurs trois axes est, en moyenne, de 0,5 environ et augmente avec la compacité spatiale. Cela indique que la plupart de ces galaxies à forte formation d'étoiles sont intrinsèquement sphériques plutôt qu'en forme de disque. Autrement dit, la plupart de ces galaxies sont entièrement triaxiales plutôt que des disques plats. Appuyée par des simulations numériques, cette découverte montre que le mécanisme principal à l’origine de la formation de ces galaxies tridimensionnelles (les sphéroïdes) serait l’action simultanée de l’accrétion de gaz froid dans des flux non coplanaires ainsi que des interactions et des fusions entre galaxies. Selon les chercheurs, ce processus aurait été assez courant dans l’Univers primitif, à l’époque où la plupart des sphéroïdes se formaient. 

Ils calculent la densité numérique des formations stellaires pour des galaxies ayant un taux de formation d'étoile supérieur à 620  M⊙ par an et situées à un redshift z  = 2,7 (qui sont les valeurs médianes de leur échantillon) et dont la densité est de 4 × 10-5 galaxies par Mpc3. L'échantillon de Tan et al. couvre 1,5 milliards d'années de temps cosmique, ce qui correspond à 2,7 10-5 événements de formation de sphéroides par Mpc3  et par gigannée. Les chercheurs calculent que le produit final de leur  échantillon est à peu près le double de sa masse stellaire médiane de 100 milliards  M⊙, en supposant que 50 % des fractions de gaz sont en place au moment de l'observation. Les astrophysiciens évaluent ensuite le taux de formation des galaxies quiescentes de plus de 200 milliards  M⊙. Ils trouvent que cela nécessite également environ 2 10-5 événements de formation de sphéroides par Mpc3 et par gigannée, un valeur stable sur la plage de redshift comprise entre 1,5 et 3,5. Cela suggère selon eux que les sursauts de formation stellaire brillants en ondes radio submillimetriques qui forment des sphéroïdes pourraient être un canal de formation dominant à l'époque du "midi cosmique".

Tan et ses collaborateurs expliquent en outre que les vents stellaires qui sont provoqués par ces flambées de formation de sphéroïdes empêcheront probablement toute nouvelle formation d'étoiles substantielle et pourraient induire une extinction par rétroaction, au moins dans le noyau galactique. Ainsi, pour les sphéroïdes se formant directement à l'intérieur des galaxies brillantes en submillimétrique, une extinction de la formation d'étoiles devrait suivre leur assemblage. Pour les chercheurs, les disques extérieurs déjà vieillissants pourraient finalement contribuer aux halos étendus des galaxies aux profils de Sérsic élevés dans les galaxies elliptiques si l'accrétion s'arrête. Et alternativement, des spirales de type précoce pourraient se former dans les disques qui continuent d'être alimentés par du gaz froid entrant.

Cette avancée aura en tous cas un impact significatif sur les modèles d'évolution des galaxies et approfondit notre compréhension de la façon dont les galaxies se forment et évoluent à travers l'Univers.

Source

In situ spheroid formation in distant submillimetre-bright galaxies

Qing-Hua Tan, et al.

Nature volume 636 (5 december 2024)

https://doi.org/10.1038/s41586-024-08201-6

Illustration 

1. Exemple de galaxies exploitées dans cette étude (Tan et al.)

2. Classification des galaxies par leur morphologie triaxiale (Tan et al.)

3. Qing-Hua Tan