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Astrophysique

L'amas de galaxies SDSS J1531+3414 sous l'effet d'une lentille gravitationnelle photographié en lumière RGB et IR par le HST en 2013.

Les découvertes récentes (I)

Avec l'avènement de l'astronomie spatiale, les astrophysiciens ont eu l'opportunité d'étudier l'univers à travers tout le spectre des rayonnements, des ondes radios aux rayons X et gamma en passant par le spectre optique et l'infrarouge notamment.

Si certaines observations ont renforcé les théories, d'autres ont forcé les astronomes à revoir leurs théories et parfois les modèles existants. Nous verrons que des validations et des remises en questions similaires se sont produites en cosmologie.

Concernant les galaxies et les autres objets du ciel profond, devant l'accumulation des découvertes parfois en désaccord avec les hypothèses de travail ou contredisant d'autres observations, les astrophysiciens ont bien dû constater que l'univers était loin d'être le lieu sombre et figé pour l'éternité qu'on imaginait encore il y a un siècle.

Depuis quelques décennies, les astrophysiciens ont découvert que non seulement l'univers est peuplé d'une grande variété d'astres plus ou moins calmes ou turbulents dont on commence seulement à comprendre l'évolution mais également des substances a priori inconnues comme la matière sombre.

Ce sont quelques unes de ces découvertes récentes faites en astrophysique que nous allons décrire. Certaines d'entre elles feront probablement l'objet de nouveaux articles dès que le sujet se sera étoffé, d'autres ayant déjà été incorporées dans différents articles.

Précisons que toutes les distances mentionnées dans cet article déduites des décalages Doppler (z) sont calculées sur base d'un modèle d'univers plat comme le confirma les résultats du programme H0LiCOW et en tenant compte d'une constante de Hubble Ho=69.6 km/s/Mpc. Par rapport à d'autres modèles, si la différence de distance est peu sensible pour les galaxies proches, elle dépasse 20% à partir de z~2.

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 l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2021, 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 la mise en service du télescope spatial JWST prévue en octobre 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. 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. Pour obtenir ce résultat, les astronomes ont utilisé le radiotélescope de 45 m de l'Observatoire Radio de Nobeyama (NRO).

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 du 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.

Le sens de rotation privilégié des galaxies spirales

Depuis l'époque d'Edwin Hubble, les astronomes ont toujours cru que les galaxies étaient distribuées aléatoirement dans l'Univers. Mais dans une étude publiée dans les "Astronomical Notes" en 2020, l'informaticien et astronome Lior Shamir de l'Université d'État du Kansas mit en évidence des liens inattendus entre le sens de rotation des galaxies et leur structure suggérant que l'univers primordial était peut-être en rotation.

Shamir analysa plus de 200000 galaxies spirales du sondage SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et mit en évidence une asymétrie entre le nombre de galaxies spirales tournant dans le sens horlogé et celles tournant dans le sens antihorlogé ainsi qu'un axe dipolaire. Ces résultats concordent largement avec les rapports précédents utilisant des ensembles plus petits de données. Selon Shamir, "Le motif géométrique présenté par la distribution des galaxies spirales est clair, mais ne peut être observé que lors de l'analyse d'un très grand nombre d'objets astronomiques".

Carte céleste en projection de Mollweide montrant un quadripôle dans la distribution du sens de rotation des galaxies spirales. Les couleurs indiquent les différentes forces statistiques d'obtenir un quadripôle cosmologique en différents points du ciel. Document L.Shamir (2020).

Une galaxie spirale est un objet astronomique unique car son apparence visuelle dépend de la perspective de l'observateur. Ainsi, une galaxie spirale tournant dans le sens horlogé vue de la Terre, semble tourner dans le sens antihorlogé lorsque l'observateur est situé du côté opposé de notre Galaxie.

Si l'univers est isotrope et ne présente pas de structures, le nombre de galaxies tournant dans l'un ou l'autre sens doit être à peu près égal. Or selon les analyses de Shamir, ce n'est pas le cas. La différence est faible, un peu plus de 2%, mais avec le nombre élevé de galaxies, il y a une probabilité inférieure à 1 sur 4 milliards que cette asymétrie soit due au hasard.

Les modèles utilisés englobent un volume d'espace qui s'étend sur plus de 4 milliards d'années-lumière. Shamir a constaté que l'asymétrie dans cette plage n'est pas uniforme; elle augmente lorsque les galaxies sont plus éloignées de la Terre, ce qui suggère que l'univers primordial était plus structuré et moins chaotique que l'univers actuel.

Les modèles ne montrent pas seulement que l'univers n'est pas symétrique, mais également que l'asymétrie change dans différentes parties de l'univers et que ces différences représentent un modèle unique de multipôles. Selon Shamir, "Si l'univers a un axe, ce n'est pas un simple axe unique comme un manège. C'est un alignement complexe de plusieurs axes qui ont également une certaine dérive". Notons que le concept de multipôles cosmologiques n'est pas nouveau (cf. les missions COBE, WMAP et Planck).

Peut-il y avoir une erreur d'analyse ou un biais dans les données ? L'asymétrie entre les sens de rotation des galaxies spirales est une mesure qui n'est pas sensible à l'obstruction comme peut l'être l'observation en optique. Ce qui peut gêner les galaxies tournant dans un sens dans un certain champ entravera nécessairement les galaxies tournant dans le sens opposé.

Selon Shamir, "Il n'y a aucune erreur ou contamination qui pourrait se manifester à travers des modèles aussi uniques, complexes et cohérents. Nous avons deux relevés du ciel différents montrant les mêmes motifs, même lorsque les galaxies sont complètement différentes. Il n'y a aucune erreur qui puisse l'expliquer. C'est l'univers dans lequel nous vivons".

L'alignement du spin des galaxies

Une équipe internationale d'astrophysiciens dirigée par Charlotte Welker de l'Université McMaster au Canada a analysé 1418 galaxies d'amas extraites du sondage SAMI (Sydney-AAO Multi-object Integral-field spectrograph) et a découvert que les petites galaxies sont orientées différemment des grandes galaxies. Cette orientation ou spin dépend de leur masse. C'est la première fois que les astronomes observent cet effet. Les résultats de cette découverte furent publiés dans les "MNRAS" (en PDF sur arXiv) en 2019.

Mis à part des effets gravitationnels locaux, les galaxies devraient s'orienter dans des directions aléatoires, ce qu'on observe en général. Mais dans les amas de galaxies, les simulations prédisent que les galaxies s’alignent sur le long des filaments. Cet effet fut observé pour la première fois au cours du sondage SAMI. Document Joss Bland-Hawthorn.

Rappelons que le concept de "filaments" se réfère à des formations massives à l'échelle cosmique en forme de filaments. Il s'agit de zones comprenant d'énormes quantités de matière, notamment des galaxies, du gaz et, selon les modélisations, de la matière sombre (ou noire). Ces filaments peuvent s'étendre sur 500 millions d'années-lumière pour "seulement" 20 millions d'années-lumière de largeur. A très grande échelle, les filaments tissent un vaste réseau gravitationnellement lié entre lesquels se trouvent d'énormes vides contenant très peu voire aucune galaxie mais remplis de matière sombre. Comme on le voit sur la simulation présentée à droite, ces filaments forment une "tapisserie" ou une "toile cosmique" à l'image d'un nid d'abeilles. On reviendra sur les amas de galaxies dans l'article consacré à la structure de l'Univers.

À l'aide des données recueillies par le spectromètre de champ intégral multi-objets SAMI (Sydney-AAO Multi-object Integral-field spectrograph), les chercheurs ont étudié chacune des galaxies cibles et ont mesuré leur spin. Ils ont constaté que les plus petites galaxies avaient tendance à tourner en s'alignant directement sur le filament le plus proche, tandis que les plus grandes tournaient à angle droit. L'alignement change d'orientation lorsque les galaxies entraînées par la gravité d'un filament entrent en collision et fusionnent, gagnant ainsi en masse. La transition se produit pour des masses comprises entre 1010.4 et 1010.9 M.

Selon Welker, "[Le] retournement de la galaxie peut être soudain. La fusion avec une autre galaxie peut suffire. Imaginez que vous patinez derrière une amie et que vous rattrapiez votre retard. Si vous attrapez la main de votre amie alors que vous vous déplacez plus vite qu'elle, vous commencerez à tourner sur un axe vertical - une rotation perpendiculaire à votre trajectoire horizontale. Toutefois, si un petit chat - beaucoup plus léger saute sur vous, vous n'allez probablement pas vous mettre à tourner. Il faudrait que beaucoup de chats sautent sur vous en même temps pour changer votre spin ou rotation".

Selon Scott Croom de l'Université de Sydney et coauteur de cet article, "Pratiquement toutes les galaxies sont en rotation et cette rotation est fondamentale pour la formation des galaxies. Par exemple, la plupart des galaxies sont dans des disques rotatifs plats, comme la Voie Lactée. Notre résultat nous aide à comprendre comment cette rotation galactique se construit à travers les temps cosmiques".

A terme, grâce à l'instrument Hector qui sera installé sur le télescope anglo-australien (AAT) en 2020, les astronomes pourront réaliser des sondages cinq fois plus vastes que SAMI. Selon Croom, "Nous pourrons ainsi approfondir les détails de cet alignement de spin pour mieux comprendre la physique qui le sous-tend".

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."

MACS1149-JD1 à z=9.1 et preuve de la formation d'étoiles 250 millions d'années après le Big Bang

Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Takuya Hashimoto de l’Université Sangyo d’Osaka et de la NOAJ annonça en 2018 dans la revue "Nature" avoir détecté grâce au réseau ALMA installé en Atacama une faible émission d'oxygène ionisé dans la galaxie MACS1149-JD1 située à z=9.1 soit ~13.2 milliards d'années-lumière. Il s'agit de l'une des galaxies les plus éloignées sinon la plus éloignée découverte à ce jour avec EGSY8p7 et GN-z11. On y reviendra à propos des galaxies les plus lointaines.

Comme le rappelle Hashimoto, "Habituellement, les galaxies lointaines sont très faibles, mais grâce à l'effet d'une lentille gravitationnelle, notre cible était brillante". En étudiant le spectre de cette galaxie très âgée et massive, les astronomes eurent l'opportunité d’observer beaucoup plus loin dans l’univers qu’ils n’auraient pu le faire sans cet amplificateur naturel de lumière

On sait que le nombre de galaxies capable de former des étoiles diminue vers les redshifts d'environ 6 à 10, mais la question clé est de savoir jusqu'à quelle distance ou quand les premières étoiles se sont formées.

On sait que peu après le Big Bang, l’Univers est resté totalement dépourvu d’oxygène pendant des millions d'années. En effet, la création de cet élément n'a pu se produire qu'au cours d'un processus de nucléosynthèse au sein des premières étoiles et juste avant que cet élément ne soit dispersé par l'explosion des étoiles massives.

A gauche, image visible de la galaxie MACS1149-JD1 située à 13.18 milliards d'années-lumière obtenue par le HST avec dans l'agrandissement l'image radio de la distribution de l'oxygène ionisé (colorisé en vert) obtenue par ALMA. A droite, le spectre micro-ondes des ions d'oxygène détectés dans MACS1149-JD1 avec ALMA. A l'état stationnaire, la raie se trouve dans l'infrarouge à 88 microns. Or ALMA l'a détectée dans la bande des micro-ondes à 893 microns; son décalage Doppler ou redshift z=9.1. Documents ALMA/NAOJ/ESA/NASA/T.Hashimoto et al. (2018).

La présence d’oxygène à cette époque primordiale est la preuve qu'une population d'étoiles d'âge avancé existait déjà à cette époque et libéra de l'oxygène 500 millions d'années après le Big Bang. La première génération d'étoiles s'est donc formée avant cette galaxie. Pour déterminer quand cela s'est produit, les astronomes ont analysé le décalage Doppler de la raie de l'oxygène et ont comparé les résultats avec les données du Télescope Spatial Hubble et du Spitzer ainsi qu'avec une modélisation. Les résultats ont montré que le rayonnement visible de l'oxygène provient d'une source stellaire qui s'est formée environ 250 millions d'années seulement après le Big Bang, ce qui correspond à un redshift z~15.

Grâce au VLT de l'ESO, les astronomes ont également détecté une faible émission d’hydrogène qui a permis de confirmer la distance de la galaxie comme étant la plus lointaine observée à ce jour au moyen d’ALMA ou du VLT.

Selon Nicolas Laporte de l'University College de Londres (UCL) et coauteur de cet article, cette galaxie va permettre aux astrophysiciens d'étudier une époque primordiale encore totalement inexplorée du jeune Univers.

Reste une question ouverte : à quelle époque les galaxies ont-elles émergé de ce qu'on appelle "l'aube cosmique" ? D'ores et déjà, l’âge de MACS1149-JD1 a permis de démontrer que les galaxies existaient antérieurement à celles que nous détectons actuellement au moyen de méthodes directes.  Mais l'âge de cette aube cosmique reste un défi vu les limites des technologies actuelles même si on se rapproche de la "première lumière".

L’équipe de Hashimoto n’a pas encore fini avec MACS1149-JD1. Les chercheurs recherchent à présent des signes d'activité au centre de la galaxie qui pourraient suggérer la présence d'un trou noir ou d'un jeune quasar. Cette découverte serait importante pour mieux comprendre l'évolution des galaxies. Selon Hashimoto, "Cela nous donnerait alors une idée sur l'époque de formation des premiers trous noirs supermassifs dans l'univers".

Pour conclure, Hashimoto confirma que la découverte d'étoiles à une époque aussi précoce a repoussé une nouvelle fois les limites de l’univers observable, un petit pas de plus vers l'aube des Temps.

Deuxième partie

SPT0615-JD, une galaxie candidate à z~10

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