UNE COLLISION D'ÉTOILES À NEUTRONS DANS NOTRE GALAXIE ?

Quand deux étoiles à neutrons fusionnent, la collision projette de la matière riche en neutrons qui fabrique des éléments plus lourds que le fer par capture rapide de neutrons, le processus r. L’éclair qui suit s’appelle une kilonova. Dans notre Galaxie, ces fusions sont rares : les auteurs citent un taux de 10⁻⁵ à 10⁻⁴ par an, si bien qu’il ne devrait exister qu’une poignée de restes de kilonova, contre des centaines de restes de supernova. Aucun n’a été identifié à ce jour.

Une orpheline du ciel gamma

Les télescopes H.E.S.S., en Namibie, ont trouvé 78 sources de rayons gamma de très haute énergie lors de leur relevé du plan galactique de 2004 à 2013 ; 30 restent inexpliquées. L’une d’elles, HESS J1507−622, se distingue. Elle se trouve à environ 3,5 degrés sous le plan galactique, bien plus loin que la plupart de ces sources. Elle est compacte (environ 0,3 degré), stable, et brillante depuis le domaine du GeV vu par le satellite Fermi jusqu’au TeV vu par H.E.S.S.

Aux plus basses énergies, pourtant, presque rien : pas de lueur X correspondante, pas de coquille radio, pas de pulsar. Les deux suspects habituels peinent. Une nébuleuse de pulsar exige un pulsar que personne n’a trouvé, et son budget d’énergie devient impossible au-delà d’environ 10 kiloparsecs. Un reste de supernova devrait montrer une coquille et reste en général près du plan où son étoile est née.

Carte des sources gamma non identifiées et des restes de supernova le long du plan galactique.

Les 30 sources H.E.S.S. non identifiées (cercles noirs) et 310 restes de supernova connus (points gris) ; HESS J1507−622 est l’étoile rouge, bien sous le plan. — Figure 1, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Des électrons, pas des protons

Prantik Sarmah, Xilu Wang et leurs collègues de l’Institut de physique des hautes énergies de Pékin, avec l’équipe de Rebecca Surman à l’université de Notre Dame, reprennent une idée que la collaboration H.E.S.S. avait évoquée en 2011 puis abandonnée. L’objection portait alors sur l’énergie : produire les rayons gamma avec des protons exigerait une explosion absurdement puissante.

Le nouveau modèle utilise plutôt des électrons. Accélérés par le choc des débris en expansion, ils propulsent des photons du fond diffus cosmologique jusqu’aux énergies gamma. Les protons, eux, ne servent à rien ici : le gaz autour de la source est si ténu, environ une particule par millier de centimètres cubes, qu’un proton parcourrait quelque 11 gigaparsecs avant de heurter quoi que ce soit.

La position hors du plan s’explique aussi. Un couple d’étoiles à neutrons reçoit un coup de pied à sa naissance ; parti du bulbe galactique à 10-100 km/s, il mettrait 0,1 à 1 milliard d’années pour atteindre cet endroit, en accord avec les délais typiques avant la fusion de tels couples.

Jeune, et assez proche pour avoir été vue

En ajustant la taille et l’éclat de la source, le modèle la place à 3,8 à 14,3 kiloparsecs et lui donne un âge de 200 à 3 000 ans, avec une préférence pour moins de 1 000 ans. Sa lueur radio et X prédite reste sous toutes les limites actuelles.

Quatre panneaux de spectres modélisés, de la radio au TeV, avec les points de mesure gamma.

Émission modélisée pour des âges de 0,2, 0,5, 1 et 3 milliers d’années : les électrons qui diffusent les photons micro-ondes (bleu) collent aux données de Fermi et de H.E.S.S. ; la bosse orange est le signal MeV des noyaux du processus r qui se désintègrent. — Figure 3, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Recalée sur la fusion GW170817, une telle kilonova aurait culminé à une magnitude apparente comprise entre −0,8 et −3,2, comparable aux planètes les plus brillantes. Pourquoi aucune trace historique ? Les auteurs avancent trois raisons : une kilonova pâlit d’environ 1,1 magnitude par jour, si bien que le spectacle a duré moins de neuf jours ; la source est à une déclinaison de −62°, hors de portée des observateurs aux archives bien conservées de Chine, du Japon, d’Égypte et d’Europe ; et la poussière a pu l’atténuer.

Trois moyens de la confondre

Des rayons gamma MeV issus de la désintégration radioactive des noyaux lourds fraîchement formés : trop faibles pour NuSTAR ou le futur COSI, mais à la portée d’un instrument de nouvelle génération comme MeVGRO si le reste a moins d’environ 1 000 ans.
Un écho lumineux : l’éclair d’origine renvoyé par la poussière interstellaire, à 27-33 magnitudes par seconde d’arc carrée, accessible aux grands télescopes et à l’observatoire Rubin. Il pourrait même révéler le spectre de l’explosion elle-même.
Une lueur infrarouge moyen de poussière tiède, et peut-être des neutrinos si un nuage dense se trouve sur la ligne de visée.

L’article reste une hypothèse bâtie sur des données existantes, et les auteurs soulignent que les spectres gamma seuls ne distinguent pas un reste de kilonova de ses rivaux. Si l’une de ces signatures apparaît, la Galaxie offrirait un reste de kilonova à étudier à notre porte, une occasion que les auteurs qualifient de sans précédent.