US 708, l'étoile éjectée à très grande vitesse par une supernova

Comme nous l'avons vu encore récemment, certaines étoiles se déplacent très vite par rapport à nous, mues par une force qui les a propulsées à un moment donné de leur histoire. Quelques étoiles hypervéloces comme on les appelle, avaient été trouvées avec le trou noir supermassif de la Galaxie pour responsable de leur accélération, mais celle qui vient d'être découverte est bien plus intrigante, car non seulement c'est la plus rapide jamais observée, mais on est sûr qu'elle n'a pas été accélérée par Sgr A*.

Simulation de l'instant de la détonation d'une supernova Ia

(l'étoile verte est ici la compagne pouvant être éjectée à grande vitesse)

(Argonne National Laboratory)

Cette étoile hypervéloce, dont la vitesse est si grande qu'elle va échapper à la gravitation de la Galaxie, se nomme US 708, c'est une étoile assez banale, une étoile à hélium compacte. Sa vitesse a été déterminée par une équipe internationale d'astronomes qui publie ses recherches dans la revue américaine Science. La particularité de US 708 est la valeur de sa vitesse, qui est de presque 1200 km/s, soit 0,4% de la vitesse de la lumière, ce qui commence à être sérieux. C'est l'étoile la plus rapide que l'on connaisse désormais. Les astronomes sont parvenus à reconstruire sa trajectoire passée et montrent sans équivoque qu'elle ne provient pas de la région centrale de la Galaxie.

Or, l'équipe menée par Stephan Geier de l'ESO à Garching a également pu déterminer que US 708 était en rotation rapide sur elle-même. Cet élément est un indice très fort qui permet de trouver une origine très probable à cette étoile vagabonde. 

Sa rotation rapide est la signature d'une interaction gravitationnelle de type effet de marée, qui n'a pu avoir lieu qu'au sein d'un système binaire. Et l'une des seules explications compatibles avec une étoile initialement dans un système binaire qui se retrouve soudainement toute seule en allant très vite est qu'il s'est passé un événement violent dans ce système binaire, et on pense tout de suite à une supernova.

Simulation des trajectoires possibles
de US 708 dans le plan galactique
 le centre représente Sgr A* et
l'étoile le soleil (Geier et al.)

Ce qui a aussi fait pencher la balance vers ce scénario c'est que US 708 ne ressemble pas du tout aux autres étoiles hypervéloces rencontrées d'habitude en provenance du centre galactique. Celle-ci est une étoile évoluée qui contient majoritairement de l'hélium dans son cœur et qui est de masse faible (environ 0,5 masse solaire). Ce type d'étoile est généralement considéré être le cœur résiduel d'anciennes géantes rouges qui ont perdu toute leur enveloppe d'hydrogène par interaction avec un compagnon (par accrétion). D'ailleurs, pas moins de la moitié de ces "sous-naines" de type B ou O comme cette US 708, ont été observées dans des systèmes binaires... 

Une autre particularité de US 708 est qu'elle est dans une phase de combustion de couches d'hélium, qui ne dure que quelques dizaines de millions d'années. Après avoir testé l'hypothèse d'une accélération auprès d'un trou noir, qu'il soit stellaire dans un système multiple ou bien supermassif au centre galactique, Geier et ses collègues concluent que la seule possibilité pour expliquer l'accélération faramineuse de US 708 est qu'elle se trouvait en compagnie d'une étoile naine blanche qui lui a accrété un grande quantité d'hélium... Il se serait ensuite passer ce que les astrophysiciens nomment une double détonation : lorsque la quantité d'hélium accumulé à la surface de la naine blanche dépasse une quantité critique, l'hélium s'embrase en fusion thermonucléaire, produisant une onde de choc qui est, elle, ensuite à l'origine de l'explosion de toute l'étoile naine blanche.

L'onde de choc de l'explosion peut suffire à transférer une énorme énergie cinétique à l'étoile compagne survivante. Il faut juste, d'après les modèles de supernovas, que le système binaire ait été très compact, et que la naine blanche ait été massive, ce qui donne typiquement un système avec une étoile à hélium de 0,3 masse solaire orbitant autour d'une naine blanche de 1,2 masse solaire avec une période orbitale de 10 minutes seulement.

Geier et ses collègues ont pu produire une analyse cinématique et spectroscopique de US 708 grâce à des données récentes et plus anciennes. La vitesse radiale a été déterminée avec des spectres obtenus sur les télescopes Keck et Palomar, comparés avec des données anciennes, notamment.

US 708 se trouve aujourd'hui (au moment de la rédaction de l'article de Geier et al.) à une distance de 8,5 kpc (27700 années-lumière), et se meut vers l'extérieur du disque galactique à la vitesse exacte de 1157 km/s dans le référentiel galactique. D'après ses paramètres cinématiques, elle a du traverser le plan galactique il y a 14 millions d'années, ce qui, vu son niveau d'évolution, est tout à fait compatible avec une éjection par une SN lorsqu'elle était dans le disque galactique, là où se trouve la majorité des étoiles jeunes. 

Comme US 708 a vu de très très près une explosion de supernova (à moins de 0,2 fois le rayon du soleil), il n'est pas impossible que sa surface ait été modifiée aussi par l'impact des couches éjectées par la naine blanche explosée. Une étude en spectroscopie UV permettant de mesurer les abondances en métaux de ses couches externes pourrait permettre de valider le scénario proposé par Stephan Geier et son équipe.

La compréhension des supernovas s'améliore grâce à des observations fortuites, mais elle reste encore un vaste chantier que l'on a pas fini d'explorer...

Source : 

The fastest unbound star in our Galaxy ejected by a thermonuclear supernova

Science Vol. 347 no. 6226 pp. 1126-1128 (6 March 2015)

S. Geier et al.

Découverte de la première supernova démultipliée par effet de lentille gravitationnelle

C’est une image magnifique que nous venons de découvrir dans le dernier numéro de la revue américaine Science : une supernova, démultipliée par 4.  Il s’agit d’une illusion, mais bien réelle, il y a bien eu une seule explosion d’étoile, mais nous la voyons 4 fois, à cause d’un effet de lentille gravitationnelle. 




La démultiplication d’images d’objets lointains par lentille gravitationnelle est ce qu’on appelle communément une croix d’Einstein, c’est un effet purement relativiste. Cela a lieu quand l’alignement est quasi-parfait entre l’objet lointain, l’objet déflecteur, et nous. Jusqu’à présent, on n’avait pu observer de tels phénomènes uniquement sur des galaxies, et aujourd’hui c’est la première fois que l’on assiste à ce phénomène sur une étoile unique, en l’occurrence une explosion d’étoile.

La supernova Refsdal vue 4 fois par lentille gravitationnelle (en jaune, flèches), imagée avec le télescope Hubble (NASA/ESA/STScI/GLASS team/FrontierSN team/Frontier Field team/CLASH team)

C’est le 12 novembre dernier que Patrick Kelly, astronome à l’université de Berkeley  aux Etats-Unis, découvrit sur des images du télescope spatial Hubble, cette supernova pas comme les autres qu’il avait l’habitude de voir. Il y en avait visiblement quatre, toutes identiques et symétriquement réparties autour d’une grosse galaxie au sein d’un amas de galaxies. La supernova est nommée Refsdal du nom de l’astrophysicien norvégien Sjur Refsdal, qui fut le premier à proposer l’idée de la mesure du taux d’expansion cosmique par la mesure de distance d’une supernova par lentille gravitationnelle (en 1964).

Cette supernova est vraiment très lointaine, elle est située à 9 milliards d’années-lumière. La grosse galaxie qui a servi de lentille se trouve elle à 5 milliards d’années-lumière de nous.

Les supernovas (celles du type Ia) sont importantes car elles permettent de mesurer leur distance, elles sont par exemple utilisées pour déterminer le taux d’expansion de l’Univers et comment il évolue. Il est donc aussi important de trouver des supernovas situées à un peu toutes les distances pour pouvoir calculer comment a évolué l’expansion de l’Univers au cours du temps cosmique.

Ce qui est très intéressant avec cette supernova démultipliée, c’est que l’alignement n’était pas tout à fait parfait (on peut le comprendre), et du coup, les photons des quatre images n’ont pas pris le même temps pour arriver à nous. En d’autre termes, on voit quatre images de l’explosion de la supernova à plusieurs temps différents, un peu comme si on regardait un film plusieurs fois en décalé mais simultanément. On peut ainsi voir quatre fois la montée de luminosité puis quatre fois la décroissance de cette explosion.

Et en mesurant ces écarts temporels entre les quatre images de cette même explosion, on peut théoriquement déterminer précisément la distance parcourue par ces différents rayons lumineux entre leur point d’origine et nos yeux (c’est-à-dire le miroir de Hubble), c’est la méthode de Refsdal.

Schéma du principe physique produisant le phénomène de lentille gravitationnelle et de croix d'Einstein.

Malheureusement, dans le cas de cette belle quadruple supernova, qui est la première candidate potentiellement utilisable pour cette méthode, l’objet déflecteur est constitué de deux lentilles : la grosse galaxie et l’amas de galaxie. Or le calcul du chemin des rayons lumineux dépend aussi du champ gravitationnel à l’origine de la déflexion, et ce calcul est ici trop peu précis car le champ gravitationnel est trop difficile à modéliser…

Ce qu’espèrent les chercheurs, c’est maintenant de découvrir une nouvelle image de cette supernova, qui pourrait émerger de l’amas de galaxies central, après de multiples déflexions, ce qui permettrait de beaucoup mieux connaitre la distribution de matière dans cet amas de galaxie et de pouvoir enfin mesurer la distance de l’explosion, et par là-même mesurer l’expansion de l’Univers. Cela implique qu’il faudrait que Hubble (ou son futur successeur) garde très souvent un œil sur cette zone du ciel, pour ne pas rater ce nouvel événement.

Ce type de phénomène astrophysique  devrait pouvoir être plus souvent découvert à l’avenir grâce à l’arrivée annoncée du Large Synoptic Sky Survey, toujours prévue pour 2022…

Alors que Albert Einstein fait la couverture de la revue Science pour fêter les 100 ans de la théorie de la Relativité Générale, quel plus bel hommage que cette superbe découverte d’une croix d’Einstein sur une supernova, preuve exceptionnelle de cette théorie centenaire, chaque jour plus robuste !

Sources :

Multiple images of a highly magnified supernova formed by an early-type cluster galaxy lens

P. Kelly et al.

Science 6 March 2015 Vol. 347 no. 6226 pp. 1123-1126

Supernova 'kaleidoscope' seen for first time

M. McKee

Nature 5 march 2015

Les trous noirs supermassifs empêchent le grossissement des galaxies

On en sait maintenant beaucoup plus sur les mécanismes qui ralentissent le grossissement des galaxies, ils sont bel et bien liés au trou noir supermassif qu'elles comportent en leur centre. Le phénomène en cause est appelé la précipitation cosmique.

C'est avec le télescope spatial Chandra X-Ray Observatory que cette découverte a pu être faite et rapportée prochainement dans la revue Nature quelques semaines après une première publication sur le même sujet dans the Astrophysical Journal Letters. 

On savait depuis un moment que le trou noir supermassif d'une galaxie avait un effet sur le grossissement de certaines galaxies, mais c'est aujourd'hui la première fois que l'on parvient à démontrer l'existence du phénomène physique en cause. La précipitation cosmique est un phénomène qui, à partir de gaz chaud, crée des sortes de pluies de gaz froid au sein d'une galaxie, qui ont un effet direct sur le trou noir supermassif, qui produit alors une réaction sur ce même gaz.

L'amas Abell 2597, un des 200 amas de galaxies étudiés
par M. Voit et al. (NASA/CXC/DSS/Magellan)

L'équipe menée par Mark Voit de la Michigan State University a exploré les émissions de rayons X de plus de 200 amas de galaxies, et plus particulièrement les plus grosses galaxies au sein de ces amas, celles qui baignent littéralement dans un milieu de gaz chaud. Normalement, ce gaz chaud devrait petit à petit se refroidir et former de nouvelles étoiles, mais les observations montrent qu'il n'en est rien, quelque chose empêche la formation d'étoiles.

Les astrophysiciens américains montrent que c'est le trou noir supermassif qui est en cause : sous certaines conditions, le gaz très chaud qui l'entoure rayonne, se refroidit, et produit des nuages froids qui se mélangent avec le gaz chaud aux alentours. Certaines condensations forment des étoiles mais d'autres précipitent vers le trou noir. Ces précipitations sur le trou noir déclenchent des jets de particules énergétiques qui repoussent alors le gaz qui est en train de tomber vers le trou et le réchauffent. Une fois le gaz réchauffé, la formation d'étoiles est inhibée.

Ce cycle de refroidissements-réchauffages produit au final une boucle de rétroaction qui régule le grossissement des galaxies. 

Dans leur étude, Voit et ses collègues ont mesuré combien de temps il faudrait au gaz pour refroidir à différentes distances du trou noir. Ils ont ainsi pu déterminer la "météo" autour de chacun des trous noirs étudiés.

Ils trouvent que les boucles de rétroaction de précipitation générées par l'énergie des jets des trous noirs empêchent les pluies de nuages de gaz froid de devenir trop importantes. Plus du gaz froid tombe sur le trou noir, plus ce dernier produit des jets de particules qui réchauffent ce gaz.

Les données obtenues semblent indiquer que cette régulation de la précipitation de gaz froid a lieu au moins depuis les 7 derniers milliards d'années...

Il est clair que sans la présence de trous noirs supermassifs, les amas de galaxies auraient beaucoup plus d'étoiles qu'ils n'en ont aujourd'hui. Les chercheurs ont également mis le doigt sur certaines exceptions, où la précipitation cosmique de gaz froid paraît inexistante, l'intense échauffement dans ces galaxies centrales, potentiellement produit par une collision entre deux amas de galaxies, semble avoir vaincu tout refroidissement.

Il reste maintenant à savoir si le même phénomène de précipitation en boucle de rétroaction a lieu aussi au sein de petites galaxies comme la Voie Lactée. 

Sources : 

Cooling time, freefall time, and precipitation in the cores of ACCEPT galaxy clusters

G. Mark Voit and Megan Donahue
ApJ Letters  799 L1 (2015)

http://chandra.harvard.edu/

Observation en détails d'une galaxie extrêmement lointaine

Des galaxies très très lointaines, montrant un décalage vers le rouge supérieur à 7, soit une distance de plus de 13 milliards d’années-lumière ont été trouvées en assez grand nombre grâce au télescope spatial Hubble. Mais leur caractérisation s’est toujours avérée très difficile à partir de leur lumière ultra-violette qui permet généralement leur découverte. 

C’est en observant l’émission de gaz froid et de poussières dans l’infra-rouge lointain que l’on peut espérer obtenir des informations intéressantes sur la structure de ces galaxies.

Jusqu’à aujourd’hui, la galaxie la plus lointaine dont on a pu obtenir des informations spectrales en infra-rouge se situait à un décalage vers le rouge z=3,2 « seulement » (soit à 11,8 milliards d’années-lumière, voir la figure ci-dessous). Mais une équipe européenne impliquant  des astronomes danois, suédois, français, anglais et italien vient de mesurer pour la première fois le spectre d’une galaxie située à plus de 13,2 milliards d’années-lumière (montrant un décalage vers le rouge z=7,5).

Relation entre la distance (en A.L) et le décalage vers le rouge (redshift)

Cette galaxie se nomme A1689-zD1, il s’agit d’une galaxie archétypale des galaxies à formation d’étoiles intense de l’Univers jeune. Elle a pu être détectée et caractérisée grâce au fait qu’elle se trouve derrière un gros amas de galaxies, Abell 1689, qui produit sur elle un très fort effet de lentille gravitationnelle (déviation et amplification de sa lumière par son champ gravitationnel). Sa luminosité est ainsi amplifiée par un facteur 9,3, ce qui en fait, malgré sa faible luminosité intrinsèque, l’une des galaxies les plus brillantes situées à cette distance énorme.

Les astronomes parviennent à déterminer de nombreuses caractéristiques de cette galaxie, comme par exemple son taux de formation d’étoiles, via sa luminosité UV, et qui avoisine les 12 masses solaires par an. Elle produit donc environ un soleil par mois.

Ce que montre l’équipe animée par l’astronome danois Darach Watson, c’est aussi que A1689-zD1 semble déjà très évoluée : elle a (déjà) une relative grande masse stellaire (1,7 milliard de masses solaires en étoiles) et est déjà bien enrichie en poussières, avec un ratio poussières/gaz très similaire à celui de notre galaxie aujourd’hui. La masse totale de poussière est obtenue grâce à la mesure de la luminosité totale en infra-rouge qu’il faut corriger des effets de lentille et des effets du fond diffus cosmologique, et en faisant une hypothèse sur la température de cette poussière (ici 35 K), elle vaut la bagatelle de 40 millions de masses solaires. La masse de gaz, elle, est obtenue à partir de la taille de la galaxie et de son taux de formation d’étoiles, elle vaut 2 milliards de masses solaires.

La comparaison de la masse d’étoiles et de la masse de gaz montre que 55% de la matière baryonique de cette galaxie est sous forme de gaz, ce qui indique que cette galaxie a déjà formé la plupart de ses étoiles et métaux.

A1689-zD1 (Watson et al., Nature)

L’âge stellaire moyen y est estimé être de 80 millions d’années. La quantité de gaz ionisé « métallique » est signée par l’émission infra-rouge et indique que la galaxie a déjà fait exploser un certain nombre de supernovas. Vu l’âge des étoiles de cette galaxie, on en déduit de suite qu’il ne pouvait s’agir que d’étoiles très massives.  Quant à la quantité de poussière, l’origine est plus incertaine, mais le processus est forcément un processus rapide et l’observation de A1689-zD1 pose des limites fortes sur la vitesse d’enrichissement en poussière dans une galaxie présente dans un Univers d’à peine 500 millions d’années.

L’image qui se dégage pour cette galaxie est ou bien celle d’une galaxie formant des étoiles à un taux modéré depuis une centaine de millions d’années, ou bien celle d’une galaxie ayant connu une bouffée de formation d’étoiles très rapide et aujourd’hui en déclin. C’est en tous cas désormais la galaxie la plus lointaine connue à ce jour avec autant de paramètres astrophysiques.

Darach Watson et ses collègues concluent leur article paru dans Nature en évoquant les prouesses du réseau de radiotélescopes ALMA qui a permis de détecter A1689-zD1 en très peu de temps, ce qui offre des perspectives pour la découverte et l’étude d’autres galaxies aussi lointaines voire davantage, même sans l’aide de l’effet de lentille gravitationnelle.

Source :

A dusty, normal galaxy in the epoch of reionization

Darach Watson et al.

Nature , Published online 02 March 2015

10 ans chez le Seigneur des Anneaux (Saturne), par André Brahic

Conférence d'André Brahic sur la mission Cassini qui étudie le monde de Saturne, filmée aux Rencontres du Ciel et de l'Espace 2014. Excellent comme d'habitude... A voir absolument.

Découverte d'un trou noir de 12 milliards de masses solaires distant de 12,9 milliards d'années-lumière

Pour fabriquer un trou noir supermassif de plusieurs milliards de masses solaires, il faut un certain temps, surtout quand on estime que les graines de trous noirs qui donneront plus tard ces montres ne pèsent au départ que 100 000 masses solaires... Alors, que penser de ce monstre de 12 milliards de masses solaires qui vient d'être découvert, situé à plus de 12,9 milliards d'années-lumières de nous, c'est à dire dans un univers âgé d'à peine 875 millions d'années seulement ?

Cette découverte a été effectuée par une équipe sino-américaine et fait l'objet d'un article dans la revue britannique Nature cette semaine. Il s'agit tout simplement du trou noir supermassif le plus gros jamais découvert dans l'Univers âgé de moins de 1 milliard d'années.

Vue d'artiste d'un trou noir avec son disque d'accrétion
(Swinburne Astronomy Productions )

Il est appelé SDSS J010013.02+280225.8, ou plus simplement J0100+2802. Le précédent record dans cette catégorie des quasars ayant un décalage vers le rouge supérieur à 6, c'est à dire distants de plus de 12 milliards d'années-lumière (ils sont au nombre de 40 aujourd'hui), était un trou noir de "seulement" 2 milliards de masses solaires... 

J0100+2802 est aussi le trou noir supermassif qui montre le taux d'accrétion le plus énorme jamais entrevu, ce qui en fait également l'objet le plus brillant de l'Univers de cette époque (rappelons qu'un trou noir brille par son disque d'accrétion, le disque de matière qui lui tourne autour à très grande vitesse et qu'il dévore), le taux d'accrétion est égal à la quantité de matière absorbée par unité de temps. 

Les astrophysiciens sont parvenus à "mesurer" la masse de ce trou noir justement en observant la vitesse à laquelle le gaz de son disque d'accrétion tombait dedans. 

Reprenons. Les premières étoiles sont nées quand l'Univers avait environ 500 millions d'années. Ce trou noir supermassif au sein d'un quasar se trouve dans l'Univers âgé de 875 millions d'années, soit 6% de son âge actuel. Il s'est donc passé à peine quelques centaines de millions d'années entre l'apparition des premières étoiles et l'existence de cet objet hors norme. Théoriquement, ce n'est pas complètement impossible de parvenir à une masse pareille en si peu de temps, mais cela veut dire que ce trou noir montre un taux d'accrétion maximal depuis sa naissance, et ce durant plusieurs centaines de millions d'années. Or il existe une limite théorique à la durée de l'accrétion maximale d'un trou noir.

L'accrétion en elle-même ne peut dépasser une certaine limite, la limite d'Eddington, qui est fixée par la pression de radiation émise par le disque d'accrétion, et la durée maximale d'une accrétion au taux maximal était jusqu'à aujourd'hui estimée être de l'ordre de 100 millions d'années. Le calcul des astrophysiciens chinois montre que l'accrétion au taux limite d'Eddington pour ce trou noir produirait une masse de 13 milliards de masses solaires, mais en bien plus de 100 millions d'années.

Il semblerait que cette dernière limite doive être réévaluée désormais, à moins qu'il existe un phénomène qui empêche le rayonnement du disque d'accrétion d'inhiber l'accrétion (la chute de matière vers le trou noir) et que la limite d'Eddington puisse être dépassée. 

Une autre hypothèse se fait également jour pour expliquer l'existence d'un trou noir si massif en si peu de temps. Son origine pourrait ne pas être liée à la coalescence d'une ou plusieurs graines de trous noirs (trous noirs stellaires), mais directement lié à un effondrement gravitationnel de nuages de gaz plus précoce, sans passer par la phase étoiles, ce qui aurait pour effet de gagner beaucoup de temps et de démarrer avec une masse plus importante... On le voit, les astrophysiciens semblent pour le moins perplexes face à cette découverte. 

Par ailleurs, on constate généralement dans les galaxies proches qu'il existe une corrélation entre la masse totale des étoiles d'une galaxie et la masse du trou noir central ; plus la galaxie est grosse, plus le trou noir est gros. Si cette corrélation est la même dans l'Univers âgé de moins de 1 milliard d'années, cela impliquerait que la galaxie hôte de ce quasar découvert par Xue-Bing Wu et ses collègues posséderait entre 4000 et 9000 milliards d'étoiles... Ce qui en ferait l'une des plus grosses galaxies connues.

Il semble que la découverte de J0100+2802 renforce les idées disant que la croissance des trous noirs supermassifs est plus rapide que celle de leur galaxie hôte. Il sera donc très intéressant de se pencher de plus près vers cet objet abritant ce monstrueux trou noir pour étudier les étoiles qui l'accompagnent, et c'est ce que l'équipe chinoise projette de faire maintenant avec l'aide du télescope spatial Hubble.

Sources :

An ultraluminous quasar with a twelve-billion-solar-mass black hole at redshift 6.30

Wu, X.-B. et al. 

Nature 518, 512–515 (2015)

A giant in the young universe

B. Venemans

Nature 518, 490-491 (2015)

Aux Origines de la Nébuleuse d'Orion

La grande nébuleuse d'Orion (M42) est un incontournable de la constellation du même nom, et donc un incontournable du ciel d'hiver, la saison idoine pour observer les joyaux d'Orion. Cette magnifique nébuleuse qui est si vaste et brillante qu'elle peut être vue à l’œil nu malgré sa distance de 1350 années-lumière, a pourtant des origines assez mal comprises.

L'anneau de poussière découvert (en vert, à gauche),
l'anneau visible à droite était déjà connu et entoure
l'étoile Lambda Orionis. La nébuleuse d'Orion se trouve
dans la partie inférieure du grand anneau (Schafly et al.)

On sait qu'il s'agit d'une nurserie stellaire, là où naissent des centaines d'étoiles par condensation de gaz, mais d'où vient tout ce gaz est resté longtemps un mystère. De nouvelles observations grâce à une nouvelle technique d'imagerie de la région de M42 viennent de montrer l'existence d'un très vaste anneau de poussière de plusieurs centaines d'années-lumière, dont la nébuleuse ne fait qu'une petite partie. Cette découverte, publiée dans The Astrophysical Journal par une équipe  internationale, dont un astronome français, donne des indices sur l'origine de la Grande Nébuleuse : des explosions d'étoiles massives qui auraient été situées au centre de l'anneau actuel auraient pu éjecter quantité de poussière et de gaz qui par la suite aurait pu produire la nurserie d'Orion.

L'équipe animée par Eddie Schafly, du Max Planck Institute for Astronomy a trouvé cet anneau de poussière en utilisant le télescope Pan-STARRS de 1,8 m à Hawaï. Ils cherchaient de la poussière interstellaire en observant le rougissement caractéristique de la lumière d'étoiles lointaines produit par la présence de poussière. Ils ont cartographié ainsi la zone d'Orion en trois dimensions par l'observation de plus de 20 millions d'étoiles. Le diamètre de l'anneau découvert fait exactement 330 années-lumière de diamètre, il est si grand qu'on pourrait y inclure 27 pleines lunes... Et la grande nébuleuse d'Orion s'y trouve dans une de ses sections les plus denses. 

Les astrophysiciens proposent un scénario pour l'origine de la nébuleuse d'Orion à partir de la découverte de cet énorme anneau de poussière : il y a environ 10 millions d'années (la nébuleuse n'existait pas), un groupe d'étoiles massives apparurent. Ces étoiles très chaudes et lumineuses auraient émis un intense rayonnement UV qui ionise l'hydrogène interstellaire autour d'elles. Ce rayonnement produit une sorte de bulle de gaz et de poussière en expansion, qui se serait accéléré encore davantage lorsque les étoiles massives auraient explosé en supernovas.

La nébuleuse d'Orion (M42) imagée
par le télescope spatial Hubble
(ESA/NASA)

Puis une partie de la surface de la bulle aurait pu être suffisamment dense pour se recontracter sous l'effet de la gravitation et former de toutes nouvelles étoiles, notamment cette région très riche, rendant lumineux le gaz et la poussière, qu'on admire aujourd'hui tous les hivers sous le nom de Nébuleuse d'Orion.

Ce scénario est bien évidemment une première ébauche et nécessitera d'être confirmé. Pour cela, il faudra montrer que l'anneau de poussière est en expansion. Mesurer sa vitesse d'expansion permettra d'autre part de remonter le temps et de savoir quand à débuté cette expansion, et donc de déterminer assez précisément la séquence des événements qui ont donné naissance à la nébuleuse d'Orion.

La découverte de cet anneau de poussière s'avère une découverte importante pour mieux comprendre les phénomènes de formation d'étoiles, bien au-delà du cas particulier de la nurserie d'Orion...

Source : 

Three-dimensional Dust Mapping reveals that Orion Forms Part of a Large Ring of Dust

E. F. Schlafly et al. 

ApJ 799 116 (2015)

Qu'est ce que l'énergie sombre ? par Jean-Pierre Luminet

3 minutes 30 avec Jean-Pierre Luminet, ça ne peut pas faire de mal... bien au contraire.

La sonde DAWN en vue de la planète naine Cérès

La planète naine Cérès, qui était autrefois classée parmi les astéroïdes (jusqu’en 2006), va très bientôt avoir pour la toute première fois  la visite d’une sonde, la sonde américaine Dawn. C’est le 6 mars prochain qu’aura lieu le premier rendez-vous tant attendu. Cérès n’est pas un corps comme les autres, il fait partie du petit club des astres du système solaire qui ont pu être (ou sont) habitables, notamment grâce à l’eau liquide qu’il semble renfermer.

Cérès imagé par DAWN le 12 février 2015 à une distance de 80 000 km (deux angles différents) (NASA/JPL).

Des mesures de densité ont déjà été effectuées sur Cérès et ont révélé qu’il était constitué pour 1/3 de glace. Les planétologues pensent que sous une énorme couche de glace se cache un océan liquide. On est quasi sûrs qu’il a dû exister dans la jeunesse de Cérès quand il était plus chaud, et tout le challenge de la sonde Dawn sera de montrer s’il a été entièrement gelé ou bien s’il subsiste sous forme liquide.

Cérès ressemble ainsi un peu à Europe, satellite de Jupiter et à Encelade, satellite de Saturne, qui ont le même type de structure, grosse couche de glace avec potentiellement un océan liquide en dessous. Le gros intérêt de Cérès est qu’il se trouve bien plus près de nous que le monde des planètes gazeuses. Plus Dawn se rapproche de Cérès, meilleures sont les images qu’elle nous envoie. Ces dernières sont devenues meilleures que celles du télescope spatial Hubble à partir du mois de janvier. Le 12 février dernier, Dawn n’était plus qu’à 80 000 km du but et a envoyé des images très détaillées, sur lesquelles apparaissent des taches blanches un peu étranges dans des cratères. Certains planétologues pensent qu’il s’agit de glace de subsurface exposée par un impact d’astéroïde.

Une fois arrivée à proximité de Cérès, Dawn va être mise en orbite autour de la planète naine, à 13 500 km d’altitude, vers la fin du mois d’avril. Puis petit à petit, son altitude va être diminuée pour atteindre seulement 375 km à la fin 2015.  Cette très basse orbite permettra de produire des images avec une résolution impressionnante de seulement 35 m.

Cérès est très différent de Vesta, l’autre planète naine (ex astéroïde géant) que Dawn a déjà étudiée en détails en 2012. Cette différence est probablement due à la vitesse de formation respective des deux corps, qui a dû être de quelques millions d’années différente, suffisante pour qu’il subsiste moins d’éléments radioactifs ayant pour effet de chauffer le milieu. Vesta s’étant formée rapidement dans un milieu encore chaud, toute glace s’est vaporisée, alors que Cérès a pu conserver une bonne quantité de glace dans un milieu déjà plus froid.

Il existe aussi l’hypothèse que Cérès se serait formée beaucoup loin qu’elle n’est aujourd’hui, du fait de sa ressemblance avec Europe, Encelade, ou encore Pluton. Les chercheurs exploitant Dawn vont tenter de tester ces différentes hypothèses, par exemple en analysant la présence de certaines molécules qu’on associe à une formation en zone froide.

L’autre grand chantier de Dawn sera bien sûr de déterminer la structure interne de Cérès, quelles sont les différentes couches, y-a-t-il une couche liquide ? Ces évaluations seront effectuées grâce à des mesures de champ gravitationnel.

Vue d'artiste de la sonde Dawn (JPL/NASA)

Ce qui rend l’aventure de Dawn passionnante, c’est que c’est une sonde déjà rescapée. Elle est munie de roues gyroscopiques, des gros disques qui tournent pour produire un moment cinétique qui permettent de se positionner dans une direction donnée. Et juste avant son lancement en juillet 2007, les ingénieurs apprirent qu’il existait une défaillance sur ces roues gyroscopiques, mais c’était trop tard pour les changer. Le télescope Kepler est muni des mêmes roues gyroscopiques et c’est aussi ce qui l’a amené à de graves défaillances.

La première roue gyroscopique de Dawn tomba en rade en juin 2010, puis une deuxième en août 2012, alors que Dawn quittait Vesta. Les responsables de la mission, pour pouvoir arriver jusqu’à Cérès ont alors décidé d’utiliser un plan B, et de remplacer l’orientation par roues gyroscopiques (il en restait encore deux) par de brefs ajustements de propulseurs.

Dawn a la particularité d’emporter un stock de carburant (de l’hydrazine) mais qui n’est pas dédié à sa propulsion principale. Elle utilise un moteur à propulsion ionique, qui éjecte du xénon ionisé, en produisant une petite accélération, certes faible (il lui faut 9 jours pour passer de 0 à 100 km/h), mais suffisante pour atteindre ses objectifs. L’hydrazine économisée peut ainsi être utilisée pour ajuster l’orientation de la sonde.

Pour économiser du carburant une fois en orbite autour de Cérès, Dawn sera retournée en direction de la Terre moins souvent que prévu initialement, stockant plus de données et en envoyant plus par session de transmissions. Ces changements de protocole font que la mission durera plus longtemps que prévu et devrait prendre fin à l’été 2016.

Il est très probable qu’une fois la mission de Dawn menée avec succès, Cérès devienne la prochaine destination pour un futur atterrisseur à la recherche de traces de vie… Les mois qui viennent nous le diront.

Source:

Dawn probe to look for a habitable ocean on Ceres

Eric Hand

Science Vol. 347 no. 6224 pp. 813-814 (20 February 2015)

Le Lithium enfin trouvé dans les Novae

Ce qu'on appelle le problème du lithium est une des grandes questions de l'astrophysique d'aujourd'hui. Nous savons qu'une partie de cet élément chimique léger (de numéro atomique égal à 3) a été produite dans l'Univers très jeune lors de la nucléosynthèse primordiale, mais la comparaison des modèles d'évolution chimique et des abondances stellaires en lithium observées dans notre Galaxie ne collent pas. 

Elles indiquent qu'une partie du lithium aurait due être synthétisée  dans les vieilles étoiles de faible masse de type géantes rouges, ainsi que dans des petites explosions d'étoiles qu'on appelle des novae. Or nous avons déjà pu observer la présence de lithium dans des géantes rouges, mais encore jamais dans des novae.

Production du Li-7 via la production de Be-7 (Nature)

Mais c'est désormais chose faite, car pour la première fois, une équipe japonaise annonce avoir observé indirectement la présence de lithium (du Li-7) au sein d'une nova, une fameuse nova appelée Nova Delphini 2013 (ou V339 Del).

Tajitsu et al. détaillent dans un article venant de paraître dans Nature leur observation de béryllium radioactif, du Be-7, qui se désintègre assez vite en Li-7.

Le lithium a une origine complexe, il en a en fait trois : par nucléosynthèse primordiale dans les premières minutes qui ont suivies le Big Bang, par des réactions nucléaires dans le milieu interstellaire, produites par des rayons cosmiques énergétiques (qui sont aussi à l'origine du béryllium et du bore), et enfin par des réactions nucléaires au sein des étoiles. 

A l'intérieur des étoiles, le Be-7 est formé par la fusion nucléaire de noyaux d'hélium-3 et hélium-4. Cet élément radioactif capture ensuite un électron et se transforme en Li-7 en émettant un neutrino et un photon gamma de 478 keV (sa période de demie-vie est courte, environ 53 jours).

Mais une production efficace de Li-7 par ce processus nécessite que cette réaction nucléaire se déroule dans les couches stellaires externes chaudes, et que le Be-7 fraîchement produit soit ensuite transporté dans des couches plus froides avant qu'il ne se transforme en Li-7. De cette manière, le Li-7 peut "survivre" plus longtemps. Ce processus est appelé le "mécanisme de transport du Be-7 de Cameron-Fowler". C'est cet unique mécanisme, décrit il y a plus de 40 ans, qui est responsable de la production de lithium dans les étoiles.

Les novae sont des explosions thermonucléaires, qui apparaissent à la surface d'étoiles naines blanches qui ont arraché un peu trop de gaz (hydrogène) à une étoile compagne. L'accumulation de masse sur la naine blanche produit une instabilité nucléaire puis une violente explosion. On estime qu'au cours de ce type d'explosion, le mécanisme de Cameron-Fowler apparaît également, devant produire du Li-7. La quantité de Li-7 attendue au cours d'une nova dépend en fait de la nature chimique de la naine blanche. Elle se divisent en deux grandes familles : les naines blanches à carbone et oxygène, qui produisent des novae CO, et les naines blanches à oxygène et néon, qui sont à l'origine de novae ONe... C'est dans les novae CO que la production de Be-7 et de Li-7 est la plus importante théoriquement, car les réactions de fusion du cycle CNO y évoluent plus vite, ce qui a pour effet de détruire moins de He-3 et de Be-7. L'ordre de grandeur de la masse de Li-7 produite par une telle nova avoisine 1 dix-milliardième de la masse du soleil.

La nova étudiée par l'équipe de Tajitsu, Nova Delphini 2013, est justement une nova de type CO. Ils l'ont observé entre 38 et 52 jours après l'explosion, à la recherche de raies de lumière ultraviolette correspondant à du Be-7 ionisé, avec le télescope Subaru de l'Observatoire Astronomique National du Japon.

Les chercheurs montrent pour la première fois qu'il y a dans Nova Delphini 2013 au moins autant de Be-7 et donc de Li-7 que ce qui est prédit  par la théorie et le mécanisme de transport de Cameron-Fowler.

Ainsi, on peut conclure à partir de cette observation que les novae peuvent effectivement jouer un rôle important dans la production de lithium. 

Par ailleurs, il va sans doute devenir possible grâce aux novae, de détecter enfin directement l'émission radioactive accompagnant la production du Li-7, les photons gamma de 478 keV qui n'ont encore jamais pu être mis en évidence malgré des recherches poussées avec les télescopes spécialisés en orbite.

Quoiqu'il en soit, les chercheurs japonais montrent que la méthode de détection des raies UV du Be-7 ionisé est une méthode très puissante pour estimer la contribution des novae dans l'abondance galactique du Li-7. Une très belle avancée qui éclaircit un problème qui n'en sera bientôt plus un.

Sources : 

Explosive lithium production in the classical nova V339 Del (Nova Delphini 2013)

Akito Tajitsu et al.

Nature 518, 381–384 (19 February 2015) 

Astrophysics: A lithium-rich stellar explosion
Margarita Hernanz
Nature 518, 307–308 (19 February 2015)

Une étoile à frôlé le système solaire il y a 70000 ans

Une équipe internationale d’astronomes vient de découvrir qu’une petite étoile binaire était passée très près de notre système solaire il y a 70 000 ans seulement. Elle est passée si près qu’elle a traversé le nuage d’Oort, ce grand réservoir de comètes situé aux confins du système solaire.

Illustration de l'étoile binaire de Scholtz (Rochester University)

Bien que globalement les étoiles de notre Galaxie possède un mouvement de rotation autour du centre galactique, les vitesses et les directions d’étoiles voisines peuvent être assez différentes, pour des raisons propres à leur histoire respective. Il peut ainsi arriver qu’une étoile se rapproche d’une autre assez vite puis s’en éloigne aussi vite. C’est ce qui s’est passé avec cette étoile nommée WISE J072003.20-084651.2, mais surnommée (on comprend pourquoi) WJ0720 ou encore l’ « étoile de Scholtz », du nom de l’astronome allemand Ralf-Dieter Scholtz qui l’a découverte à la fin 2013 grâce à la mission WISE de la NASA (Wide-field Infrared Survey Explorer) qui a cartographié le ciel en infra-rouge.

L’étoile de Scholtz est composée de deux composantes, toutes les deux très petites, l’une est une étoile naine rouge dont la masse fait seulement 8% de celle du soleil et sa compagne est une naine brune (étoile non allumée) de seulement 6% de la masse du soleil. Elle a une faible luminosité malgré sa distance assez faible (elles sont à environ 20 années-lumière de nous aujourd’hui).

C’est en analysant la vitesse et la trajectoire de l’étoile de Scholtz que Eric Mamajek de l’université de Rochester aux Etats-Unis et ses collègues sont parvenus à retracer son parcours passé et montrent que cette étoile s’est approché du Soleil à une distance la plus courte connue à ce jour pour une étoile voisine, à seulement 0,8 années-lumière, 5 fois plus près que notre voisine la plus proche actuelle, Proxima Centauri. Cette distance est égale à 52000 unités astronomiques (une U.A est la distance séparant le Soleil et la Terre).

Dans leur article paru la semaine dernière dans The Astrophysical Journal Letters, les astronomes indiquent qu’ils sont sûrs à 98% que WJ0720 a traversé ce qu’on appelle le nuage d’Oort externe. Le nuage d’Oort est une sorte de coquille entourant le soleil à très longue distance s’étalant entre 0,5 et 1 année-lumière et peuplée de milliards de petits cailloux, qui sont autant de comètes potentielles lorsqu’une perturbation gravitationnelle vient modifier leur orbite. Et le nuage d’Oort est relativement épais, il peut être décomposé en ce qu’on appelle le nuage d’Oort interne, et le nuage externe.

Ce qui a intrigué Eric Mamajek et l’a poussé à regarder de plus près la trajectoire de l’étoile de Scholtz, c’est qu’elle avait une vitesse tangentielle très faible (sa vitesse apparente sur la voûte céleste) malgré sa distance faible. Normalement, les étoiles aussi proches ont une vitesse tangentielle assez grande. Il n’y avait que deux possibilités : soit l’étoile fonçait vers nous, ou soit elle s’éloignait de nous. Mais d’autres mesures, de sa vitesse radiale cette fois, ont été effectuées à l’ESO par Ivanov, coauteur de l’étude, et ses collègues, par des mesures du décalage Doppler, et ont montré que l’étoile de Scholtz s’éloignait directement de nous à très grande vitesse, environ 20 U.A/an, ce qui fait en unités « humaines » près de 340 000 km/h... ou environ 100 km/s si vous préférez.  Les chercheurs ont pour cela exploité deux grands télescopes, le Southern African Large Telescope (SALT) situé en Afrique du Sud et le Magellan Telescope de l’observatoire Las Campanas au Chili.

Structure du nuage d'Oort (The Electronic Universe Project)

En reliant sa vitesse radiale mesurée et la direction de son mouvement (obtenu par la combinaison des deux vitesses, radiale et tangentielle), les astronomes se sont rendus compte que l’étoile de Scholtz était passée très près du Soleil il y a très peu de temps à l’échelle cosmologique, à peine 70 000 ans.

Avant cette découverte, le passage d’étoile le plus proche était estimé être celui de l’étoile HIP 85605, qui est passée près du soleil il y a 240000 à 470000 ans, mais seulement à une distance (réestimée par Mamajek et al.) de 200 années-lumière, soit très très loin du nuage d’Oort du système solaire.

Mamajek et son équipe ont modélisé plus de 10000 trajectoires possibles pour WJ0720 à partir des données cinématiques, en prenant en compte un grand nombre de paramètres. 98% de ces trajectoires montrent que l’étoile est passée dans le nuage d’Oort externe. En revanche seulement 1 trajectoire sur 10000 arrive dans le nuage d’Oort interne. Ce résultat est important car ce sont des perturbations de cette zone interne du nuage d’Oort qui peuvent produire des pluies intenses de comètes, potentiellement dangereuses pour les planètes telluriques que sont Mars, Vénus ou la Terre. Le passage de l’étoile de Scholtz n’aurait donc eu qu’un impact négligeable sur notre système solaire et on peut s’en réjouir. Mais comme le fait remarquer Eric Mamajek, d’autres perturbateurs importants du nuage d’Oort peuvent se cacher dans des étoiles proches.

Même si la luminosité intrinsèque de ce type de naine rouge est très faible, elles peuvent être sujettes à des éruptions multipliant par mille leur éclat. Il est donc possible que l’étoile de Scholtz lors de son passage proche ait été visible à l’œil nu de quelques hommes de Neandertal admirant le ciel.

Le télescope Gaia lancé récemment par l’Agence spatiale européenne a pour mission de cartographier des milliards d’étoiles de la Galaxie en mesurant leurs vitesses et positions. Grâce à ces données, les astronomes pourront enfin déterminer avec précision quelles sont les étoiles proches qui se sont ainsi rapprochées de près du Soleil dans le passé ou qui vont le faire à coup sûr dans le futur.

Sources :

The closest known flyby of a star to the solar system

Eric E. Mamajek et al.

The Astrophysical Journal Letters, 800:L17, 2015 February 10

Neighbours hiding in the Galactic plane, a new M/L dwarf candidate for the 8 pc sample

R.-D. Scholz

Astronomy & Astrophysics 561, A113 (2014)

L'Univers est-il accessible à nos sens ? Dialogue entre Jean-Pierre Luminet et Carlo Rovelli

Quand deux chercheurs que l'on aime bien ici, Jean-Pierre Luminet et Carlo Rovelli, discutent entre eux sur l'accessibilité de l'Univers à nos sens, tous nos sens sont en éveil... La vidéo dure 30 minutes, et c'est bien évidemment trop court.

5000ème lecteur pour Soixante Nanosecondes

Un an et deux mois après la mise en ligne de mon roman Soixante Nanosecondes, le 5000ème lecteur de la page dédiée vient d'être atteint, ce qui en fait également la page la plus vue de Ça Se Passe Là-Haut depuis sa création...

Le jour où j'ai mis en ligne gratuitement mon livre, je n'imaginais pas une seule nanoseconde pouvoir atteindre autant de lecteurs avec ce roman, le roman des neutrinos supraluminiques.  Je tiens à vous remercier chaleureusement, chers lectrices et lecteurs, en espérant qu'il vous aura donné l'envie d'en savoir encore plus sur Ettore Majorana ou les neutrinos.

A cette occasion, vous pouvez en connaître davantage sur les coulisses de l'écriture de Soixante Nanosecondes, en écoutant une interview que j'ai donnée la semaine dernière à l'excellent blog Lisez La Science, consacré aux livres de sciences.

Interview A écouter par là...

Le Soleil fait son show grâce à SDO

SDO (Solar Dynamics Observatory) est un satellite de la NASA qui vient de fêter ses 5 ans en orbite autour du Soleil, et pour fêter cet anniversaire, le Goddard Space Flight Center de la NASA a concocté une petite vidéo retraçant les superbes images (ou films) prises par SDO depuis 5 ans. C'est tout simplement superbe, et presque émouvant de voir vivre notre étoile, montrant des tempêtes magnétiques et autres éruptions parfois gigantesques. Vous reconnaîtrez également le transit de Vénus devant le Soleil le 6 juin 2012, que SDO ne pouvait pas manquer. Laissez vous emporter par votre étoile ! (plein écran conseillé!...)

Preuve de la présence de matière sombre à l'intérieur de la Voie Lactée

Les études s'intéressant à la matière noire de notre galaxie, plus précisément à l'évaluation de sa densité, sont de deux sortes : soit elles sont fondées sur des modélisations de la distribution de masse, ou soit elle tentent d'effectuer des mesures locales dans l'environnement du Soleil via une estimation du potentiel gravitationnel local grâce à des mesures de la cinématique des étoiles et de gaz dans le voisinage du Soleil. 

Une étude qui vient de paraître en ligne dans Nature Physics montre sans ambiguïté pour la première fois grâce à de telles mesures de vitesses d'étoiles que de la masse non visible est présente en grande quantité dans la partie la plus interne de notre galaxie, à proximité du Soleil et entre le Soleil et le centre galactique.

Image de la Voie Lactée avec en surimpression les traceurs de vitesse utilisés par les auteurs. Les traceurs ont un code-couleur en fonction de leur vitesse par rapport au Soleil (éloignement ou rapprochement). Le halo sphérique bleu représente la distribution spatiale de la matière sombre. (Image de la Voie Lactée : Serge Brunier)

La présence de matière sombre dans les parties externes de notre Galaxie avaient déjà été mise en évidence depuis de nombreuses années, mais elle a toujours été compliquée à mettre en évidence dans notre voisinage proche, au cœur de la Voie Lactée, à cause de la difficulté inhérente à obtenir des mesures de vitesse de rotation avec la précision requise pour ce type d'évaluation.

Et c'est pourtant aujourd'hui ce que sont parvenus à faire les astrophysiciens Miguel Pato de l'Université de Stockholm et ses collègues Fabio Iocco et Gianfranco Bertone. Ils ont pour cela confectionné la plus grande compilation de mesures de vitesses de gaz et d'étoiles de notre Galaxie publiées depuis des dizaines d'années. Ils ont ensuite comparé toutes ces vitesses de rotation de gaz et d'étoiles avec ce qui serait attendu dans l'hypothèse où il n'existerait que de la matière lumineuse dans la Galaxie (c'est à dire que toute le masse serait ce qu'on peut voir).

Ils démontrent que la rotation observée à l'intérieur de la Voie Lactée ne peut pas être expliquée sans considérer la présence de grandes quantités de matière noire autour de nous.

Il faut dire que nos trois astrophysiciens ont utilisé vraiment un échantillon impressionnant : 2780 mesures de vitesses, en grande majorité des cinématiques de gaz et plus minoritairement des mouvements d'étoiles (un peu plus de 500 tout de même).

Miguel Pato insiste : "Notre méthode permettra pour les prochaines observations astronomiques , de mesurer la distribution de matière sombre dans notre Galaxie avec une précision inégalée. Cela permettra de raffiner notre compréhension de la structure et de l'évolution de notre Galaxie, et cela permettra des prédictions plus robustes pour les nombreuses expériences de recherche de particules formant la matière noire. Cette étude constitue ainsi un pas très important dans la quête de la nature de la matière noire...".

Une preuve observationnelle est d'autant plus importante que les méthodes fondées sur des modélisations de distribution de masse sont sources de grandes incertitudes. Dans ces modélisations, la distribution de matière noire est considérée suivre un profil de densité inspiré par des simulations numériques, comme par exemple un ajustement analytique de type profil NFW (Navarro-Frenk-White) ou profil de Einasto, qui comportent au moins deux paramètres libres, dont les meilleures valeurs sont déterminées par des contraintes dynamiques.  Or ces classes de profils de densité sont inspirées par des simulations sans baryons (la matière ordinaire), mais ces derniers jouent un rôle non négligeable dans la région interne de la Voie Lactée.

La conclusion que donnent Miguel Pato et ses coauteurs est qu'une évidence d'une composante sombre diffuse apparaît avec un niveau de confiance à 5σ lorsque l'on compare la courbe de rotation de la Voie Lactée et les prédictions de nombreux modèles baryoniques (la matière visible). Cette composante sombre diffuse contribue au potentiel gravitationnel de la Voie Lactée.

La robustesse statistique des mesures a été testée vis à vis de la variation de nombreux paramètres comme le rayon galactocentrique, la vitesse mesurée, le mouvement du Soleil et la sélection des données, ainsi que d'effets systématiques dus aux bras spiraux, ce qui rend ce résultat très fort pour les faibles rayons galactocentriques (la zone très interne de la Galaxie).

Sans aucune hypothèse sur la nature de cette masse sombre, ces résultats ouvrent une nouvelle voie pour la détermination de sa distribution à l'intérieur de la Galaxie.

Source : 

Evidence for dark matter in the inner Milky Way

Fabio Iocco, Miguel Pato & Gianfranco Bertone

Nature Physics, Published online 09 February 2015