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Astrophysique et Cosmologie

Les découvertes récentes (III)

Le DES cerne l'énergie sombre

Dans une étude publiée dans les "Physical Review Letters" en 2019 (en PDF sur arXiv), une équipe de plus de 100 chercheurs dirigée par Timothy Abbott du CTIO (Observatoire Interaméricain de Cerro Tololo) a confirmé qu'une analyse approfondie de quatre phénomènes astrophysiques différents permet d'entrevoir une meilleure compréhension de la nature de l'énergie sombre, cette force qui semble accélérer le taux d'expansion de l'Univers.

Selon Abbott, la nature de l'énergie sombre "est inconnue, et comprendre ses propriétés et son origine est l'un des principaux défis de la physique moderne." En effet, sa découverte peut avoir des impacts insoupçonnés dans toute la physique. Les mesures actuelles indiquent que l’énergie sombre peut être intégrée sans bouleversement dans la théorie de la relativité générale en tant que constante cosmologique. Mais actuellement ces mesures sont loin d’être précises et intègrent un large éventail de variations potentielles. Selon Abbott, "Toute déviation de cette interprétation dans l'espace ou dans le temps constituerait une découverte capitale en physique fondamentale."

Mais le problème réside dans le fait que cette énergie sombre n'est observable qu’indirectement, à travers ses effets. Ceux-ci entrent dans deux catégories. Tout d'abord, elle déforme les structures galactiques du fait de l'accélération de l'expansion de l'Univers. Ensuite, elle empêche la croissance de certaines structures cosmiques. Cependant, ce n'est pas la seule force capable de produire de tels effets. Le danger est que ce qu'on mesure et supposé être la preuve d'une activité de l'énergie sombre soit en réalité autre chose.

Les méthodes actuelles de mesure de l'énergie sombre sont problématiques. Toutes se fondent sur la distribution du rayonnement cosmologique micro-onde à 2.7 K (CMB), ce rayonnement relique qui remplit l'Univers et qui fut émis seulement 380000 ans après le Big Bang. À cette époque, l'influence de l'énergie sombre était minime. Pour une raison inconnue, elle a considérablement augmenté à mesure que l'espace-temps s'est détendu de plus en plus rapidement au cours des 8 à 10 derniers milliards d'années.

Le phénomène d'accélération traduisant une différence de vitesses entre deux époques, la deuxième méthode de mesure consiste donc à observer des phénomènes de faibles décalages vers le rouge ou redshifts sur de grandes distances, ce qui permet de déterminer les conditions de l'Univers à différentes époques.

Abbott et ses collègues ont remarqué qu'en combinant les deux types de mesures puis en les extrapolant dans le futur, ils avaient à leur disposition un outil puissant pour tester leurs modèles, mais il nécessitait des contraintes précises et indépendantes des expériences à faibles redshifts. Par conséquent, si les chercheurs avaient la possibilité d'améliorer la précision des mesures des faibles redshifts, cela augmenterait également la précision des calculs de l'énergie sombre, réduisant (voire augmentant) les chances qu'une physique jusque-là inconnue soit en jeu dans l'univers.

Les chercheurs ont abordé ce défi en faisant appel à une combinaison de plusieurs méthodes d'évaluation des faibles redshifts, à savoir la mesure des courbes lumineuses des supernovae de Type Ia (SNe Ia), les fluctuations de densité de la matière baryonique (BAO), les lentilles gravitationnelles pâles et les amas de galaxies. Pour ce faire, les chercheurs ont utilisé les données du sondage DES (Dark Energy Survey), une collaboration internationale de différents instituts de recherches qui étudient les observations faites grâce au télescope Blanco de la NOAO installé au CTIO, au Chili.

A gauche, contraintes sur la densité d'énergie sombre actuelle ΩΛ et la densité de matière Ωm, par rapport à la densité critique, dans un modèle oCDM à courbure marginale avec une densité massique (m/v) de neutrinos. Le diagramme compare la contrainte provenant uniquement des données DES (contours noirs), y compris des informations provenant de lentilles gravitationnelles faibles, de la structure à grande échelle, des SNe Ia et du BAO photométrique (les ondes accoustiques des baryons) aux meilleures données externes disponibles (contours verts), combinant des informations provenant de Planck (CMB), des SNe Ia et du BAO spectroscopique. Le modèle plat (Ωk=0) est représenté par la ligne en pointillé et distingue les univers en accélération et en décélération séparés par la ligne noire de tirets. Les courbes de niveau orange représentent les limites de confiance de 68% et 95%. Au centre, contraintes sur l'équation d'état de l'énergie sombre w et Ωm dans un modèle wCDM à courbure fixe (Ωk=0) et une masse volumique de neutrinos marginale. Le diagramme compare les contraintes des seules données de DES (contours noirs) aux meilleures données externes disponibles (contours verts), comme dans le diagramme de gauche, mais montre également l’impact produit par l’inclusion d’un ensemble de données des faibles redshifts des SNe Ia sur l'ancrage du DES SNe Ia (contours bleus). A droite, rappel des contraintes sur certains paramètres cosmologiques. Documents T.Abott et al. (2019) et A.Riess et al. (2015) adaptés par l'auteur.

En présentant la première partie des résultats de ce sondage, Abbott et ses collègues ont révélé les progrès accompli dans l'amélioration des contraintes sur la nature de l'énergie sombre. Selon les chercheurs, les conclusions du sondage DES et indépendamment de la recherche basée sur le CMB, excluent un univers dans lequel l’énergie sombre n'existe pas. De plus, les résultats suggèrent que l’univers est spatialement plat et les chercheurs ont pu déduire une contrainte plus stricte sur la densité de la matière baryonique. Selon Abbott, ces résultats contraignent l’état de "l’énergie sombre et sa densité énergétique dans l’Univers [...] avec une précision presque trois fois supérieure aux sept meilleurs résultats obtenus précédemment grâce au CMB." Ils concluent que d'autres sondages du DES devraient probablement affiner notre connaissance de l'impact de l'énergie sombre dans l'univers.

Absorption de la raie à 21 cm à z = 17.2

En 2018, la communauté des cosmologistes apprit la découverte par EDGES (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature) d'une raie d'absorption à 21 cm à z = 17.2, c'est-à-dire à peine 200 millions d'années après le Big Bang, à l'époque de l'Aube Cosmique. Cette découverte majeure a été largement discutée dans la presse scientifique, populaire et divers sites Internet (cf. J.D.Bowman et al. 2018; S.Witte et al., 2018; S.S.McGauch, 2018).

Cet intérêt est tout à fait justifié car cette observation ouvre une nouvelle fenêtre sur l'Univers primordial. Non seulement, cette découverte apporte des détails sur l'Aube Cosmique, mais certains chercheurs affirment que l'intensité du signal est une indication de l'interaction entre la matière ordinaire et la matière sombre et froide, une conclusion beaucoup plus hasardeuse et très controversée. Mais avant d'explorer la question de la matière sombre, décrivons la physique du modèle cosmologique Standard FRW - c'est-à-dire sans matière sombre et froide - qui conduisit à la découverte du signal détecté par EDGES.

Dans l'état de plus faible énergie ou singulet, l'atome d'hydrogène ou plutôt son électron peut absorber un photon et sauter vers un état d'énergie légèrement excité appelé triplet qui diffère de l'état fondamental par l'arrangement du proton et des spins électroniques.

Cette transition est induite par des photons d'une longueur d'onde de 21 cm soit 1421 MHz. Cette réaction se produirait régulièrement durant l'Aube Cosmique lorsque les photons du rayonnement cosmologique micro-onde à 2.7 K ou CMB sont entrés en collision avec les atomes neutres présents dans l'Univers.

Le graphique présenté à gauche illustre l'évolution des températures du rayonnement cosmologique micro-onde (en rouge) et de l'hydrogène (en bleu) en fonction du temps et donc du décalage Doppler (z). La température du rayonnement diminue avec le temps comme (1+z) en raison de l'expansion de l'Univers. Aujourd'hui sa température est de 2.7 K et épouse parfaitement la courbe de Planck ce qui est très significatif en termes physiques.

La température de l'hydrogène est un peu plus complexe à comprendre. Au moment de la recombinaison autour de z = 1100, c'est-à-dire ~380000 ans après le Big Bang, la plupart des protons et des électrons se combinèrent pour former les premiers atomes neutres, mais une petite fraction des protons et des électrons libres survécu. Les interactions entre ces électrons et les photons du rayonnement cosmologique par diffusion Compton furent suffisamment fortes pour maintenir les deux entités, y compris l'hydrogène, à des températures identiques pendant un certain temps. Cependant, vers z=200, quelque 5 millions d'années après le Big Bang, le rayonnement cosmologique et la température de l'hydrogène se découplèrent, cette dernière diminuant ensuite beaucoup plus rapidement avec le temps, comme (1+z)2. A l'Aube Cosmique, à z ~ 17, l'hydrogène gazeux était déjà 7 fois plus froid que le rayonnement cosmologique. Ensuite, le rayonnement émis par les premières étoiles réchauffa le gaz et l'ionisa à nouveau. C'est l'ère de la réionisation qui débuta quelque 700000 ans après le Big Bang.

La quantité directement pertinente dans le signal d'absorption à 21 cm est ce qu'on appelle la température de spin Ts, qui est une mesure du nombre relatif d'occupation des états singulet et triplet de l'hydrogène. Juste avant l'Aube Cosmique, la température de spin était égale à celle du rayonnement cosmologique; il n'y avait donc pas d'absorption ou d'émission nette de photons à la longueur d'onde de 21 cm. Cependant, les chercheurs estimaient que la lumière des premières étoiles abaissa d'abord la température de spin jusqu'à celle de l'hydrogène. Par conséquent, il devrait y avoir une absorption à 21 cm des photons du rayonnement cosmologique par l'hydrogène à l'époque comprise entre ~20 > z > ~15. Après avoir pris en compte le décalage Doppler cosmologique, les chercheurs ont prédit une baisse des fréquences radio entre 70 et 90 MHz. C'est justement ce qu'a découvert EDGES. La profondeur de cette absorption est donnée par la formule suivante :

T21= 3.6 mK (1- (Tcmb/Ts)) √ [(1+z)/18]

Comme la température de spin ne peut pas être inférieure à celle de l'hydrogène, la physique du modèle Standard prédit (TCMB/Ts) ≤ 7 T21 correspondant à une température de l'ordre de -0.2 K, c'est-à-dire une légère baisse. La surprise inattendue est que EDGES observa une baisse plus importante, T21 ~ -0.5 K, avec un niveau de confiance de 3.8σ. C'est une valeur loin des prédictions, comme si TCMB/Ts étaient d'ordre de 15.

Si le résultat de EDGES est pris au pied de la lettre, cela signifie que l'effet TCMB/Ts s'est produit durant l'Aube Cosmique et qu'il fut beaucoup plus important que prévu par le modèle Standard. Soit il y avait beaucoup plus de rayonnement photonique aux longueurs d'ondes considérées, soit l'hydrogène gazeux était beaucoup plus froid que prévu. La deuxième explication semble la plus probable. Que peut-on en déduire ?

L'hypothèse de la matière sombre et froide

Depuis quelques décennies, étant donné les problèmes du modèle Standard, la plupart des astrophysiciens et cosmologistes supportent le modèle cosmologique ΛCDM, y compris dans sa version inflationnaire qui tient compte d'une composante... inconnue, la matière sombre et froide. Mais aux dernières nouvelles, bien que les observations nous montrent les effets de cette substance sur la rotation des galaxies notamment, personne n'a observé ou détecté cette substance, rendant ce modèle très sensible aux critiques.

Dans ce contexte, quelle serait l'origine de cette absorption à 21 cm durant l'Aube Cosmique ? Dans le cadre du modèle ΛCDM, on pourrait imaginer que l'hydrogène s'est refroidi en raison d'interactions avec de la matière sombre et froide composée de particules relativement légères (inférieures au GeV). Cependant, pour un physicien cette idée est très difficile à rencontrer dans l'Univers primordial car elle exige que la section efficace de l'interaction s'élève à des milliers de barns (1 b = 10-28 m2) à l'époque concernée ! Nous sommes loin des picobarns typiques des WIMPs et de nombreux ordres de grandeur plus élevés que la section totale proton-proton générée au LHC. Même dans les processus nucléaires, de telles valeurs sont rarement observées. De plus, il s'agit de matière sombre qui par définition interagit faiblement. De toute évidence, l'idée se heurte à toutes sortes de contraintes qui ont été laborieusement accumulées par l'observation au fil des ans.

On peut essayer de sauver cette idée par une série d'astuces hasardeuses. Si la section efficace de l'interaction est de 1/v4, où v est la vitesse relative des collisions entre la matière et les particules de matière sombre, elle pourrait être amplifiée durant l'Aube Cosmique lorsque les vitesses typiques étaient à leur minimum. Le comportement en 1/v4 n'est pas inconnu, car il est caractéristique des forces électromagnétiques dans la limite non relativiste. Ainsi, on pourrait envisager un modèle où la matière sombre porte une charge électrique très faible, un millième ou moins de celle du proton. Cette astuce permet de résoudre notre problème mais les obstacles restent énormes. En effet, la section efficace est encore assez grande pour que les matières sombre et ordinaire se couplent fortement à l'époque de la recombinaison, contrairement à ce que l'on peut conclure des observations très précises du rayonnement cosmologique micro-onde. Ce n'est donc pas la solution espérée. Par conséquent, les particules millichargées ne peuvent constituer qu'une petite fraction de la matière sombre, estimée à moins de 1%. Enfin, il faut éviter les contraintes liées à la détection directe, aux collisions et aux émissions des étoiles et des supernovae.

Notons que selon les auteurs, physiquement parlant il existe une petite région de paramètres viables autour d'une masse de 100 MeV et une charge de 10-5, mais cette hypothèse risque à terme de disparaître après analyse plus approfondie.

En guide de conclusion

L'hydrogène refroidit par de la matière sombre millichargée ne résiste pas à un examen minutieux pour expliquer l'anomalie découverte par EDGES. Cela ne veut pas dire que toutes les explications exotiques sont peu plausibles et qu'il n'existe pas de matière sombre et froide et donc de nouvelles particules ou forme d'énergie à découvrir.

De meilleurs modèles sont et seront certainement proposés, et l'un d'entre eux pourrait même être correct. Par exemple, que sait-on des implications des modèles proposant que de nouvelles particules conduisant à l'injection de photons supplémentaires à 21 cm ? Ces idées sont intéressantes et méritent une réponse.

En attendant, les futures observations devront confirmer le signal d'absorption à 21 cm et si l'amplitude et les autres caractéristiques sont conformes aux prévisions du modèle Standard. Compte tenu du nombre d'expériences concurrentes en cours de préparation, la question devrait être clarifiée dans les prochaines années.

Grâce aux modélisations modernes fondées sur des théories plus complètes et des données plus précises, si cette découverte est confirmée, elle va permettre aux chercheurs de mieux comprendre les processus qui se déroulent dans l'Univers primitif en ajoutant de nouvelles contraintes sur le nombre et les propriétés des particules hypothétiques qui auraient pu exister à cette époque. A terme, il est même possible que cette découverte aboutissent à un prix Nobel.

Découverte d'un épais disque de molécules sombres dans la Voie Lactée

Grâce au radiotélescope GBT (Green Bank Telescope) de 100 m de diamètre, des astronomes ont découvert une nouvelle structure massive dans la Voie Lactée. Les résultats de cette étude furent publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2021 par le doctorant Michael P. Busch de l'Université Johns Hopkins et ses collègues.

L'émission à raie étroite typique de la molécule OH des bras spiraux de la Voie Lactée (1 à 4) et la nouvelle structure étendue et faible de molécules OH découverte dans et entre les bras spiraux (5). Document NSF/GBO/P.Vosteen (2021).

La structure à la forme d'un disque épais (-200 pc < z < 200 pc) diffus et très faible (Tp < 10 mK) de gaz moléculaire "sombre" qui s'étend vers la périphérie de la Galaxie. Des indices de son existence avaient déjà été enregistrés en 2005, lorsque les astronomes ont découvert un excès de rayonnement cosmique d'origine inconnue émanant du disque de la Voie Lactée.

Le gaz est qualifié de "sombre" car les molécules sont difficiles à détecter dans le milieu interstellaire. Il est principalement composé d'hydrogène moléculaire (H2). Bien que ce gaz soit le plus abondant dans l'Univers, il échappe facilement à la détection dans ces régions HI car aux basses températures régnantes dans l'espace interstellaire, les atomes d'hydrogène neutre (non ionisé) n'émettent ni n'absorbent de lumière. En revanche, on peut tracer la présence des nuages H2 à 21 cm de longueur d'onde.

Etant donné que le rayonnement radioélectrique pénètre facilement les nuages interstellaires de poussière qui obstruent les observations dans le visible, depuis des décennies il permet aux radioastronomes de cartographier la structure spirale de la Voie Lactée. Mais ce signal présente une fréquence et une énergie si basses qu'il nécessite des radiotélescopes très sensibles pour être détecté et cartographié en détail.

Un moyen plus simple de détecter l'hydrogène moléculaire est de rechercher les signaux d'autres molécules connues pour se mélanger avec lui en petites quantités. Ces molécules "traceurs" sont notamment le monoxyde de carbone (CO) et l'hydroxyle (OH).

C'est en étudiant l'émission OH que l'astronome Ron Allen du département de physique et d'astronomie de l'Université Johns Hopkins, découvrit en 2012 des indices sur la provenance des rayons cosmiques.

En 2015, Allen, qui est malheureusement décédé en août 2020, avait utilisé la raie du CO pour démontrer à grande échelle que ces molécules représentaient des composantes majeures de la structure de la Voie Lactée, mais il fallait confirmer ce relevé en mesurant l'OH. Allen et le doctorant Philip Engelke, alors en poste à l'Université Johns Hopkins, publièrent un certain nombre d'articles montrant que l'hydroxyle était tout aussi utile que le CO pour rechercher le gaz moléculaire galactique.

Quelques années plus tard, Engelke remarqua une émission plus intense qu'il pensa correspondre au bras extérieur de la Voie Lactée. Des observations de suivi ont révélé une structure étendue et faible dans toute la ligne de visée, une source possible des mystérieux rayons cosmiques découverts plus tôt.

Après les vérifications d'usage pour exclure toute erreur instrumentale, en 2018 Allen, Engelke et le doctorant Michael Busch ont examiné le signal de la structure massive pendant 100 heures avec le radiotélescope de 20 m de Green Bank. Puis, en 2019, 100 heures supplémentaires d'observations au GBT ont permis de mesurer des points supplémentaires le long du disque de la Galaxie, révélant que la caractéristique suit l'étendue et la forme d'autres composantes connues de la structure galactique. À ce stade, les chercheurs étaient convaincus que la structure massive était bien réelle. Il s'avère que ce disque épais de gaz moléculaire diffus est significativement plus étendu dans la partie extérieure de la Voie Lactée que prévu.

Selon les chercheurs, "L'existence de cette structure massive a des implications pour les théories de la formation des étoiles, ainsi que pour la structure, la composition et la masse totale du milieu interstellaire."

DESI Legacy Imaging Survey DR9 : plus d'un milliard de galaxies

La neuvième et dernière publication (DR9) des données de l'ambitieux sondage DESI Legacy Imaging Survey réalisé avec l'instrument DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) a été publiée lors du meeting de janvier 2021 de l'American Astronomical Society.

Le résultat est la création de la plus grande carte bidimensionnelle du ciel en termes de couverture du ciel, de sensibilité et du nombre total de galaxies cartographiées. La carte couvre la moitié du ciel et comprend plus de 1.6 milliard de galaxies et plusieurs millions de quasars.

A voir : DESI Legacy Imaging Survey (DR9, jan 2021)

(carte contenant plus d'un milliard de galaxies)

A gauche, l'amas de la Vierge tel qu'on peut l'observer dans la carte du ciel en ligne DESI DR9 (unWISE W1/W2 NEO6). A droite, le groupe du Septtete de Copeland situé à ~421 millions d'années-lumière dans la constellation du Lion photographié en optique par le télescope de 4 m du KPNO et intégré à la carte DESI. A comparer avec cette image LRGB obtenue par Adam Bock avec le télescope RCOS de 81 cm de l'observatoire du Mont Lemmon en Arizona. Documents NOIRLab/DESI.

La nouvelle carte est le résultat d'un projet ambitieux qui dura 6 ans impliquant 1405 nuits d'observations au foyer de trois grands télescopes, des années de données enregistrées par les télescopes spatiaux et la collaboration de 150 observateurs et 50 autres chercheurs du monde entier. La carte totalise 4.3 millions d'images qui représentent 1 pétabyte de données (1015 octets) et 100 millions d'heures de processeur sur le superordinateur "Cori", un Cray XC-40 d'environ 30 PFLOPS exploité depuis 2017 par le Centre national de calcul scientifique de recherche énergétique (NERSC) du Berkeley Lab.

La carte fut réalisée en compilant des images optiques prises par la caméra Mosaic3 du télescope Nicholas U. Mayall de 4 m de l'Observatoire National de Kitt Peak (KPNO) et par la caméra DECam du télescope Victor M. Blanco de 4 m de l'Observatoire Interaméricain de Cerro Tololo (CTIO), complétées par des images IR du télescope spatiale WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA. La carte contient également les données du sondage BASS (Beijing-Arizona Sky Survey) réalisé avec la caméra 90Prime installée sur le télescope Bok de 2.3 m du KNPO de l'Université de l'Arizona. Les données ont été réduites au centre NERSC du Berkeley Lab. Le programme fut codirigé par Arjun Dey du projet DESI dans le cadre du programme NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory) de la NSF.

A présent les astronomes de la Collaboration DESI vont sélectionner 35 millions de galaxies et 2.4 millions de quasars jusqu'à 12 milliards d'années-lumière pour une étude plus approfondie avec DESI afin de construire la plus grande carte 3D jamais réalisée grâce au superordinateur du NERSC.

DESI prendra également le spectre de chaque objet céleste. L'enregistrement de ces spectres est un autre défi pour lequel les spécialistes ont fait appel à un réseau de 5000 robots automatisés pivotants, chacun portant une fibre optique pointant sur une galaxies individuelle afin d'enregistrer en une seule exposition le spectre de 5000 galaxies.

Le nouveau projet est dirigé par le KPNO et durera 5 ans. Les chercheurs espèrent que les résultats fourniront de nouvelles informations sur la mystérieuse énergie sombre qui semble à l'origine de l'expansion accélérée de l'Univers.

Selon Adam Bolton, directeur du Community Science and Data Center de NOIRLab, "Pour résoudre certains des plus grands mystères de la physique fondamentale, aujourd'hui nous sommes poussés à créer d'énormes bases de données d'étoiles et de galaxies, qui à leur tour permettent une nouvelle approche de l'exploration de données et de faire de nouvelles découvertes astronomiques."

Des pipelines de gaz froid alimentent la galaxie SMM J0913

Les simulations de l'évolution des galaxies dans l'univers primitif, quelques milliards d'années après la Big Bang, suggèrent qu'il existait de nombreuses galaxies massives. Pour grandir, elles devaient être alimentées par du gaz froid piégé dans des filaments de matière sombre (ou noire), des structures de la toile cosmique qui relient les galaxies entre elles (cf. le modèle ΛCDM). Ces filaments peuvent expliquer comment le gaz froid est littéralement pompé dans les galaxies sans être perturbé par l'environnement chaud du halo enveloppant ces galaxies. Mais la nature de ces flux ou courants de gaz est restée mystérieuse en l'absence d'observations directes.

Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2021 (en PDF sur arXiv), Hai Fu de l'Université d'Iowa et ses collègues ont découvert ce qu'ils décrivent comme un "pipeline" de gaz filamentaire alimentant une grande galaxie située à z = 2.67 soit plus de 11 milliards d'années-lumière, à une époque où l'univers avait 2.4 milliards d'années soit environ un cinquième de son âge actuel. Cette découverte confirme donc les simulations.

Pour détecter ces filaments très pâles et très fins, les chercheurs ont fait appel à divers télescopes et radiotélescopes et dépouillé les données de 70000 galaxies pendant 5 ans avant de trouver celle qui correspondait exactement au type de galaxie conforme à leur modèle. Cette galaxie est GAMA J0913-0107 ou plus simplement la galaxie submillimétrique SMM J0913 (également surnommée "SMG" pour SubMillimeter Galaxy dans l'article).

A gauche, trois images multispectrales de la galaxie "SMG" alias GAMA J0913-0107 ou SMM J0913 située à z = 2.67. A gauche, une image à grand champ en pseudo-couleurs RGB (B à 250 µm, V à 350 µm et R à 500 µm) prise par le télescope Herschel. La galaxie est la source lumineuse près du centre de la région de 15.2' x 21.0'. Au centre, une carte dressée par ALMA agrandie sur la galaxie montrant l'émission de CO (3−2) entre 2.67 < z < 2.70. Cette région de 36.5' x 50.4' renferme la galaxie, ses compagnons CO (graduations rouges) et les deux QSO en arrière-plan (graduations noires). A droite, une image noir et blanc en bande R lointaine de la même région. La magnitude limite est de ~25. Dans toutes les images, la position de QSO1 définit l'origine des coordonnées. A droite, schéma des courants ou "pipelines" de gaz froid subsistant malgré un environnement plus chaud et accrétant sur la galaxie SMM J0913, lui permettant de former de nouvelles étoiles. Documents Hai Fu et al. (2021) adaptés par l'auteur.

Comme on le voit ci-dessus, visuellement SMM J0913 est située devant deux quasars dont la lumière permet de distinguer en silouhette des détails dans le courant de gaz qui l'alimente et lui permet de former de nouvelles étoiles et de grandir.

Des études précédentes ont bien détecté d'éventuels filaments, mais elles n'ont pas été en mesure d'enregistrer des informations chimiques détaillées prouvant qu'il s'agit de flux de gaz entrant. En revanche, à l'aide d'informations spectrales enregistrées par l'installation radiointerférométrique ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) installée dans le désert d'Atacama au Chili, Fu et ses collègues ont pu mesurer l'abondance des éléments chimiques dans le filament de gaz accrété par SMM J0913.

Les résultats ont montré que le courant manquait d'éléments lourds tels que l'aluminium, le carbone, le fer et le magnésium. Étant donné que l'environnement à l'intérieur des galaxies massives est constamment enrichi en éléments lourds formés par les supernovae, cet indice révélateur démontrait que le gaz était acheminé de l'extérieur de la galaxie, à partir d'un environnement appauvri.

Selon Fu, "C'est de loin la meilleure preuve que nous ayons" de l'existence de ces courants de gaz. Des mesures complémentaires montrent que le gaz froid riche en hydrogène est accrété par la galaxie SMM J0913 à la vitesse de 300 km/s. Cette galaxie classée parmi les starbursts présente un taux de formation stellaire de 1200 M par an (contre ~3 M par an pour la Voie Lactée de nos jours) et une quantité de gaz équivalente à 1.3 x 1011 M. Les chercheurs estiment le taux d'accrétion total de gaz à environ 100 M/an, ce qui est inférieur au taux de formation stellaire, mais conforme aux simulations. À ce rythme, il faut environ un milliard d'années pour que cette galaxie forme son réservoir de gaz moléculaire.

Bien que la nouvelle étude représente une avancée dans notre compréhension de la formation des galaxies massives dans l'univers primitif, il reste encore beaucoup de questions ouvertes. L'équipe de Fu n'a examiné que deux points le long du courant de gaz et doit donc poursuivre cette étude pour avoir une vue générale du phénomène. Le suivi sera notamment assuré grâce au télescope Keck de 10 m de Mauna Kea.

Selon Fu, "A long terme, nous aurions besoin de trouver plus de courants autour d’autres galaxies massives." Mais il ne sera pas facile de découvrir d'autres phénomènes similaires dans un univers lointain rempli de galaxies très pâles. Cependant le lancement du télescope spatial James Webb (JWST) le 25 décembre 2021 devrait faciliter les futures recherches.

Un taux de formation stellaire de 3 M par an dans la Voie Lactée

Selon un article publié par l'équipe de Kazufumi Torii de la NOAJ dans les "PASJ" en 2019, le taux de formation stellaire dans la Voie Lactée est en moyenne de 2.9% soit l'équivalent de ~3 M par an, soit trois fois plus élevé que le taux estimé jusqu'alors. Ce faible taux s'explique du fait que les nuages interstellaires denses où peuvent se former des étoiles ne représentent que 3% de la masse de gaz de notre Galaxie. Ce résultat fournit des informations essentielles pour comprendre l'évolution du taux de production des étoiles (SFR ou Stellar Formation Rate).

Le radiotélescope de 45 m de l'Observatoire Radio de Nobeyama de la NOAJ.

On sait que les étoiles naissent dans des nuages de gaz très denses. Cependant, les observations des galaxies lointaines ont détecté des taux de production stellaire 1000 fois plus faibles que la valeur prédite tenant compte de la quantité totale de gaz de faible densité. Pour interpréter cet écart, il était nécessaire de disposer d'observations permettant de détecter les nuages de gaz de haute densité et de faible densité avec une résolution spatiale élevée et une couverture étendue. Mais de telles observations sont difficiles car les structures gazeuses à haute densité sont des dizaines de fois plus petites que les structures à faible densité.

Afin de surmonter ces difficultés, dans le cadre du projet "FUGIN", Kazufumi Torii de la NOAJ et son équipe ont utilisé le récepteur multifaisceaux FOREST du radiotélescope de 45 m de l'Observatoire Radio de Nobeyama (NRO) pour sonder le gaz présent dans le plan galactique de la Voie Lactée (l=10-50°) dans la raie du CO (transitions J=1-0 du 12CO, 13CO et C18O) avec une résolution angulaire de ~18'. C'est le sondage galactique le plus précis de ce type réalisé à ce jour.

Des observations récentes des nuages moléculaires galactiques proches indiquent que le gaz dense formant les étoiles présente des propriétés quasi universelles. Des mesures faites sur des galaxies extérieures ont montré une corrélation à l'échelle galactique entre le taux de formation stellaire et la surface de densité du gaz moléculaire.

Pour parvenir à une compréhension complète de ces deux propriétés, il est important de quantifier la masse fractionnelle de gaz dense dans les nuages moléculaires, fDG. En particulier, pour la Voie Lactée, aucune étude précédente ne résolvait le disque fDG sur une échelle de plusieurs kpc. Pour cette étude, les chercheurs ont quantifié les masses exactes de gaz de faible et de haute densité et mesuré la fDG sur 5 kpc soit 16300 années-lumière dans le premier quadrant de la Voie Lactée.

La masse moléculaire totale fut mesurée dans la raie du 12CO et la masse de gaz dense dans la raie du C18O. Un taux de formation stellaire moyen de 2.9% fut obtenu pour l'ensemble de la région cible.

A gauche, la zone ciblée par le sondage FUGIN de la NOAJ. A droite, distribution des nuages de gaz de la Voie Lactée obtenue dans le cadre du projet FUGIN. Le gaz de haute densité (à droite) est détecté uniquement dans de petites régions gazeuses de faible densité (à gauche). Vu leur rareté, en moyenne la Voie Lactée produit l'équivalent de 3 étoiles de masse solaire par an. Documents Norikazu Okabe/NAOJ et NAOJ.

Selon les chercheurs, cette faible valeur suggère que la formation de gaz dense est le principal facteur limitant la formation d'étoiles dans la Galaxie. Ils ont également constaté que fDG présentait de grandes variations en fonction des structures du disque de la Voie Lactée. Dans les bras galactiques, fDG varie entre 4 et 5% tandis que dans les régions de la barre nucléaire et entre les bras, fDG varie entre 0.1 et 0.4% seulement. Ces résultats indiquent que les processus de formation/destruction du gaz dense et leurs échelles de temps sont différents pour différentes régions de la Voie Lactée, entraînant des différences dans l'efficacité du processus de formation stellaire.

J1124+4535, une étoile venue de l'extérieur de la Voie Lactée

Qian-Fan Xing de l'Académie des Sciences Chinoise et ses collègues ont découvert une étoile chimiquement particulière démontrant qu'elle provient d’une galaxie naine ayant été en interaction avec la Voie Lactée. Cette découverte fut publiée dans la revue "Nature Astronomy" en 2019.

L'étoile J1124+4535 (en haut à gauche) présente des rapports d'abondance chimique similaires à ceux de certaines étoiles de la galaxie naine Ursa Minor. La couleur et la luminosité de cette étoile sont typiques d'une géante rouge ordinaire. Les astérisques indiquent les étoiles de la galaxie naine Ursa Minor, les autres désignent les étoiles de la Voie Lactée. Les valeurs indiquent les rapports de densité en nombre d'atomes d'éléments normalisés aux valeurs du système solaire. Document NAOJ.

Rappelons que les étoiles conservent les informations chimiques de leur lieu de naissance. On peut distinguer les étoiles formées dans la Voie Lactée des étoiles formées dans les galaxies naines en fonction de leur abondance chimique.

Selon les résultats obtenus avec le télescope LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope) et le télescope Subaru, l'étoile J1124+4535 située dans la constellation de la Grande Ourse contient une quantité inhabituellement faible de magnésium, qui est le huitième élément le plus abondant dans l'univers. En même temps, elle présente une quantité très importante d'éléments lourds tels que l'europium, l'or et l'uranium. Sa composition ne correspond à aucune étoile connue de la Voie Lactée, ce qui indique qu'elle s'est vraisemblablement formée ailleurs.

Jusqu'à présent, LAMOST a enregistré plus de 8 millions de spectres stellaires dans le but de conduire des recherches sur la formation de la Voie Lactée. Cet ensemble de spectres offre aux astronomes une excellente occasion de trouver des étoiles chimiquement particulières.

Selon Xing, "Cette étoile récemment découverte avec de grands excès d’éléments lourds fournit une fenêtre pour explorer l’évolution chimique des galaxies naines perturbées. La formation d’étoiles dans les galaxies naines est relativement lente comparée aux grandes galaxies, ce qui entraîne des différences chimiques entre leurs populations stellaires. Par exemple, les rapports d'abondance Mg/Fe dans les étoiles des galaxies naines qui se trouvent actuellement autour de la Voie lactée sont beaucoup plus petits que ceux de la majorité des étoiles de la Voie lactée."

Dans l'étoile J1124+4535, le rapport d'abondance de l'europium par rapport au fer est supérieur d'un ordre de grandeur au Soleil et présente 1/20e de la métallicité du Soleil. Selon Li Hai-Ning, coauteur de cette étude, "C'est la première fois qu'on découvre une étoile ayant une très faible quantité de magnésium et une quantité excessive d'éléments lourds."

L'augmentation extrême des éléments lourds de cette étoile suggère que les étoiles de cette galaxie naine étaient dans une phase de nucléosynthèse dominée par la capture de neutrons rapides et très denses par des noyaux atomiques à haute température, le fameux "processus r", au cours duquel se forment des éléments plus lourds que le fer. Un tel processus a pu se produire lors de la fusion d'étoiles à neutrons binaires dans la galaxie naine dans laquelle naquit par la suite cette étoile.

Selon Gang Zhao, également coauteur de cette étude, "La découverte de cette étoile chimiquement particulière est un bon début pour l'identification chimique des étoiles capturées par les galaxies naines. De telles étoiles seront de bons traceurs pour explorer l'histoire de la Voie lactée."

Découverte d'une corrélation universelle qui unifie l'étude de la formation stellaire

La formation des étoiles est l'un des domaines de recherche les plus importants en astrophysique. Ce processus dans lequel les instabilités gravitationnelles provoquent l'effondrement du gaz conduisant à la formation de structures plus compactes et finalement d'étoiles, englobe une grande variété d'échelles physiques. On y trouve à petite échelle les jeunes protoétoiles individuelles entourées d'enveloppes gazeuses ou de disques circumstellaires, les nuages moléculaires géants et les noyaux protostellaires aux échelles intermédiaires, et à grande échelle notamment les galaxies formant de nouvelles générations d'étoiles.

A la fin du XXe siècle, les astronomes ont établi une relation bien connue de formation stellaire s'appliquant aux moyennes et grandes échelles appelée la loi de Kennicutt-Schmidt ou KS. Des versions plus récentes de cette loi établissent que le taux de formation stellaire (Stellar Formation Rate ou SFR) qui mesure le taux de formation stellaire dans une galaxie ou un nuage moléculaire est proportionnel à la quantité de gaz dense présente dans cette galaxie ou ce nuage moléculaire.

D'une part, la relation KS confirme que le taux de formation stellaire mesuré dans les galaxies dépend de la masse de gaz transformée en étoiles au sein des nuages moléculaires qu'elles abritent car c'est dans ces régions très massives que se trouve la matière première qui formera les étoiles.

D'autre part, à petite échelle on sait également qu'il existe une corrélation entre le taux d'accrétion de matière qui mesure le rythme auquel le gaz circumstellaire tombe sur une étoile en formation et la masse du disque protoplanétaire entourant les jeunes étoiles. Ce n'est que récemment que cette seconde corrélation a été confirmée par l'observation, du moins dans les régions de formation stellaire où les deux paramètres ont été mesurés avec précision.

A gauche, taux de formation stellaire en fonction de la quantité de gaz dense contenu dans les nuages galactiques proches et distants (cercles verts respectivement sans et avec barres d'erreur horizontales) et du taux d'accumulation de la matière en fonction de la masse du disque circumstellaire dans les étoiles de classe II de la constellation du Loup. A droite, même graphique comprenant les galaxies. L'ajustement pour les étoiles et les nuages est indiqué par la région délimitée par la ligne en pointillée verte. Dans les deux graphiques, l'ajustement global (probabilité d'erreur) est de 3σ soit 0.4%. Documents I.Mendigutíá et al. (2018) adaptés par l'auteur.

Dans un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2018, Ignacio Mendigutía du Centre d'Astrobiologie CSIC-INTA d'Espagne et ses collègues ont compilé les données applicables au SFR dont les quantités de gaz denses d'un échantillon de galaxies et d'un groupe représentatif de nuages moléculaires de la Voie Lactée ainsi que les données disponibles sur les taux d'accrétion et les masses de disques circumstellaires d'un échantillon représentatif de jeunes étoiles de la Voie Lactée.

Les chercheurs ont découvert une corrélation surprenante. Il existe une relation entre les données compilées, comprenant pas moins de 16 ordres de grandeur reliant des échelles physiques très différentes : individus, étoiles jeunes, nuages moléculaires et galaxies. Selon Mendigutíá, "[Il existe] une corrélation entre le rythme auquel le gaz se transforme en étoiles et la masse de gaz dense directement associée à la formation d'étoiles. C’est probablement l’une des relations stellaires empiriques les plus larges jamais observées, du fait qu’elle englobe une vaste gamme d’échelles : de centaines de milliers d'années-lumière dans les galaxies aux tailles comparables à notre système solaire."

Les auteurs suggèrent une hypothèse "bottom-up" ou ascendante pour expliquer cette découverte et proposent des observations pour la tester. Selon leur hypothèse, la corrélation existant dans les galaxies et les nuages moléculaires résulterait de la relation existant à plus petite échelle entre les étoiles individuelles qu'elles abritent.

Découverte de six candidates "galaxies sombres"

Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Raffaella Anna Marino et Sebastiano Cantalupo du Département de physique de l'ETH à Zurich a découvert six candidates de galaxies dites sombres (dark galaxies), c'est-à-dire pratiquement dépourvues d'étoiles. Les résultats de leur étude furent publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2018 (en PDF sur arXiv).

Malgré les progrès théoriques réalisés depuis plus d'un demi-siècle dans la compréhension de la formation des galaxies, d'importantes questions restent sans réponses concernant la manière dont le gaz diffus contenu dans le milieu intergalactique fut converti en étoiles. Des modèles galactiques récents suggèrent que pendant la phase initiale de la formation des galaxies, celles-ci étaient très riches en gaz mais aucune n'était capable de former des étoiles : c'est la phase de "galaxie sombre". Bien que ces galaxies contenaient des nuages d'hydrogène que l'on peut encore observer sur certaines raies spectrales, leur température et leur densité ne permettaient pas (encore) la formation d'étoiles et parfois leur quantité de gaz était insuffisante.

Sachant que les galaxies ne se sont pas toutes formées en même temps mais à différents décalages spectraux ou distances, les astronomes s'attendaient à découvrir ces galaxies à n'importe quel décalage vers le rouge. Mais du fait que ces galaxies ne sont pas visibles à travers leur rayonnement stellaire, elles sont difficiles à détecter avec les instruments actuels.

Pour surmonter cette difficulté, les chercheurs ont utilisé l'écran de lumière produit par les quasars situés à l'arrière-plan des sources suspectes (d'abord considérées comme des Émetteurs Lyman Alpha ou LAE avant d'affiner leur identité). En effet, les quasars émettent une lumière ultraviolette intense qui induit une émission fluorescente des atomes hydrogène connue sous le nom de raie Lyman α (Ly-α), une raie d'émission typique de l'hydrogène ionisé (sa recombinaison électronique des niveaux 2 à 1). Grâce à ce mécanisme, l'émission des galaxies sombres situées dans notre ligne de visée et dans le voisinage du quasar peut-être détectée jusqu'à de grandes distances (z ~ 9 ou 13.17 milliards d'années-lumière) comme l'a expliqué Kim Nilsson de l'ESO dans une étude publiée en 2007 (en PDF sur arXiv). C'est aussi la raison pour laquelle on les appelle des galaxies "sombres" et non pas "noires" puisqu'elles rayonnent en UV.

L'une des candidates de galaxie sombre identifiée grâce aux données spectrales (raie Ly-α à gauche) et d'images optiques reflétant l'émission de gaz (au milieu) et le rayonnement stellaire (à droite). La position de l'objet suspect est marquée par le cercle rouge. Document R.A.Marino et al./ESO/MUSE.

Pour découvrir ces galaxies sombres, les astronomes ont utilisé le spectrographe à champ intégral MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) installé sur le télescope VLT UT4 de l'ESO et corrobé ses données avec des images monochromatiques prises dans la raie Ly-α. Au repos, cette raie d'émission se situe dans l'ultraviolet à 121.56 nm (X-UV). En raison de l'expansion de l'univers, dans l'une de ces galaxies sombres présentée ci-dessus, cette raie est décalée vers le rouge et se trouve à ~573 nm, en plein spectre visible (partie jaune). Cette galaxie se situe à z ~ 3.5 soit près de 11.9 milliards d'années-lumière et est plus éloignée que les précédentes candidates détectées à z ~ 2.4 ou 10.96 milliards d'années-lumière. Parmi plus de 150 Émetteurs Lyman Alpha étudiés par les astronomes, ils ont donc eu beaucoup de chances de détecter 6 galaxies sombres.

La découverte de telles galaxies valide les modèles théoriques et comble donc une lacune importante dans notre compréhension de l'évolution des galaxies.

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Héraclès, une "galaxie fossile" au coeur de la Voie Lactée

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