Découverte au début du XX^e siècle, l’étoile Gamma Cassiopeiae a posé plusieurs énigmes aux astronomes. Si on comprend mieux aujourd’hui son fonctionnement, elle ouvre un pan insoupçonné du fonctionnement des astres.

Observer une étoile, voilà qui semble plutôt banal en astronomie. Aujourd’hui, on imagine davantage les énigmes cosmiques tapies dans les premiers instants de l’Univers ou sous les nuages des exoplanètes. Pourtant, une étoile visible chaque nuit recèle un mystère, enfin élucidé après cinquante ans de recherches !

Cet astre se cache au cœur de Cassiopée, une constellation en forme de W ou de M, selon son orientation cette nuit-là, et visible toute la nuit et toute l’année. Gamma Cassiopeiae – c’est son nom – est aussi appelée Navi, clin d’œil de l’astronaute Gus Grissom (Navi correspond à son deuxième prénom, Ivan à l’envers, qu’il utilisait pour la navigation). Peu connue du grand public, c’est pourtant une vedette pour les astronomes.

Il y a cent vingt ans, l’astronome italien Angelo Secchi pointe sa lunette vers cet astre pour en étudier le spectre. Le spectre d’une étoile, en général, ressemble à un arc-en-ciel, au sein duquel des raies noires apparaissent : elles correspondent aux couleurs absorbées par les différents éléments qui composent l’atmosphère de l’étoile. On peut donc retrouver sa composition en étudiant ces raies. Mais Secchi y repère une chose étrange : des raies brillantes, qui correspondent plutôt à la lumière émise, et non absorbée, par de l’hydrogène.

Une étoile pleine de mystères

Ce premier mystère a mis soixante-cinq ans à être résolu. L’astronome Otto Struve explique en 1931 que ces émissions inhabituelles naissent dans un disque de matière entourant l’étoile. On aurait pu croire observer ce que l’on appelle un disque d’accrétion, un disque de poussière et de gaz entourant les étoiles jeunes, à partir duquel se forment l’étoile et ses planètes. Mais ici, il s’agit en réalité d’un disque de décrétion, alimenté par de la matière éjectée par l’étoile ! Gamma Cassiopeiae (Gamma Cas) devint alors le prototype d’une nouvelle famille, celles des étoiles dites « Be », des étoiles chaudes qui émettent de la matière. Ce groupe rassemble en fait une bonne fraction des étoiles chaudes de type B. Beaucoup d’astronomes amateurs les prennent pour cible pour suivre leurs variations, au gré de l’évaporation ou de la reconstruction de leur disque.

Cependant, on découvrit il y a cinquante ans que Gamma Cas, le prototype, n’était pas si représentatif de sa famille ! En 1976, le satellite SAS-3, l’un des premiers télescopes spatiaux à observer dans le domaine des rayons X, détecta en effet une émission énergétique en provenance de Gamma Cas. Normalement, les émissions de rayons X des étoiles massives sont assez stables et peu intenses, représentant seulement un dix-millionième de leurs émissions totales. Elles proviennent de matière chauffée à seulement 5 millions de degrés. Gamma Cas, elle, brille 40 fois plus intensément, son émission de rayons X varie fortement en quelques minutes, voire en quelques secondes, et la température associée à ces émissions est estimée à 150 millions de degrés, provoquant une ionisation extrême de la matière.

L’étoile présente de plus des signatures de fluorescence, un phénomène qui se produit quand de la matière froide absorbe de la lumière (ici, des rayons X) puis la réémet à une fréquence légèrement différente – de nouveau, quelque chose de totalement inédit pour les étoiles massives.

Gamma Cas, la seule de son espèce ?

Au fil des ans, et surtout durant ces vingt dernières années, les télescopes spatiaux Chandra, XMM-Newton, et e-ROSITA ont repéré deux douzaines d’objets similaires à Gamma Cas : tous de type Be, tous dotés d’une émission X inhabituelle et parfaitement ordinaires par ailleurs. Environ 10 % des étoiles Be les plus massives semblent concernées. Ce n’est donc plus une curiosité, mais bien un phénomène astrophysique à part entière !

Bien sûr, les astronomes ont voulu expliquer ces propriétés étranges. Deux hypothèses principales ont été formulées : ces émissions, c’est soit de la faute de l’étoile, soit de celle d’un compagnon, c’est-à-dire un autre astre accompagnant l’étoile – ce qui ne serait pas surprenant, la plupart des étoiles massives vivant en couple ou en trio. Dans le premier cas, des rayons X naîtraient de l’interaction entre le champ magnétique de l’étoile et celui de son disque. Ce seraient des événements rapides et énergétiques, et la fluorescence serait alors provoquée par des rayons X se réfléchissant sur le disque autour de l’étoile.

Dans le second cas, il faut évidemment un compagnon. Or, les astronomes estiment aujourd’hui que les étoiles Be naissent justement à la suite d’interactions au sein de couples stellaires. D’ailleurs, Gamma Cas possède bien un compagnon, de masse similaire au Soleil. Au départ, Gamma Cas était une étoile bien moins massive, mais son compagnon lui a transféré de la matière, ce qui l’a fait grossir et tourner beaucoup plus vite. Dans le même temps, le compagnon, lui, est devenu compact. S’il s’agit d’un cœur stellaire dénudé (une stripped star, étoile ayant perdu ses couches externes lors du transfert de matière), il pourrait émettre un vent qui entrerait en collision avec le disque de décrétion, le choc générant des rayons X.

Hélas, les observations contredisent les prédictions de ce modèle, qui a dû être abandonné. Si le compagnon est une étoile à neutrons ou une naine blanche, il pourrait attirer la matière du disque et celle-ci, en tombant vers lui, générerait des émissions X. Pour le cas de l’étoile à neutrons, les calculs précis entrent ici aussi en conflit avec les observations. Restent donc deux scénarios : les rayons X sont produits près de l’étoile massive ou bien près du compagnon de type naine blanche.

Un nouveau satellite nous donne la clé du mystère

Pour trancher, il faut mesurer le mouvement imprimé dans l’émission X. En effet, dans un couple stellaire, aucun repos : les deux astres se tournent autour dans une valse (quasi) éternelle. L’un s’approche quand l’autre s’éloigne mais l’étoile, dix fois plus massive que son compagnon, bouge dix fois moins. L’émission X est soit liée à l’étoile Be et donc bouge comme elle, soit liée au compagnon et donc bouge comme lui. Facile par conséquent de faire la différence ? En théorie oui, mais en pratique, moins, car les instruments en rayons X manquaient jusqu’ici de précision.

C’est là qu’intervient XRISM, fleuron de l’Agence spatiale japonaise, JAXA. Lancé fin 2023, ce satellite embarque un instrument, baptisé Resolve, très particulier : il est capable de mesurer la lumière un photon à la fois et, ainsi, de fournir des caractéristiques sur sa cible, notamment sa vitesse, avec une précision inégalée.

XRISM a visé Gamma Cas trois fois, en décembre 2024, février et juin 2025, à chaque fois pendant une demi-journée environ. Trois mesures à trois moments clés du mouvement orbital. Verdict : les rayons X du gaz ultra chaud tout comme la fluorescence associée au gaz plus froid suivent le mouvement d’un compagnon stellaire. Après un demi-siècle, les astronomes percent donc enfin le secret de ces rayons X inattendus.

Mystère résolu ? Oui et non. Depuis des décennies, on prévoit que des étoiles de type Be soient associées à des naines blanches, mais on n’en avait encore trouvé aucune qui ne fasse pas débat dans notre galaxie. XRISM révèle enfin où elles se cachent : chez Gamma Cas et ses semblables.

Cependant, les modèles prédisaient aussi que ces naines blanches devaient être non seulement nombreuses (elles accompagneraient de 30 à 50 % des étoiles Be), mais aussi préférentiellement associées aux étoiles Be de faible masse. On en trouve ici une fraction plus modeste (10 %) et plutôt chez des étoiles de masse élevée. Clairement, les interactions dans les systèmes binaires ne sont pas encore complètement comprises. Nous n’avons donc pas fini d’entendre parler de Gamma Cas et de ses cousines !

Yaël Nazé ne travaille pas, ne conseille pas, ne possède pas de parts, ne reçoit pas de fonds d'une organisation qui pourrait tirer profit de cet article, et n'a déclaré aucune autre affiliation que son organisme de recherche.

Le chemin vers la fusion thermonucléaire est long et semé d’embûches. Une des nombreuses étapes a récemment été franchie dans le plus grand tokamak chinois, EAST, où la limite de densité de plasma qui était observée jusque-là a été dépassée.

Dans un tokamak (un type de machine expérimentale conçue pour exploiter l'énergie de la fusion), le plasma est le milieu où se produisent les réactions de fusion nucléaire. Plus celui-ci est dense, plus les atomes se rencontrent et ont de chance de fusionner et de libérer de l’énergie. L’expérience récente a produit des densités de 30 % à 65 % plus élevées que celles normalement atteintes dans cette machine, sans déclencher les instabilités perturbatrices qui se produisent généralement lorsque la limite de densité du plasma est dépassée.

Cette étude, co-dirigée par Ping Zhu et Ning Yan, que j’ai contribuée à interpréter, a été publiée début janvier dans la revue Science Advances et reprise par la revue Nature. Un point particulièrement prometteur est que cette avancée a une base théorique, que j’avais développée et publiée avec d’autres collègues quatre ans auparavant. En confirmant plusieurs de ses prédictions, l’expérience soutient la théorie, ce qui ouvre la voie à d’autres améliorations.

Pourquoi cette avancée est importante

Le réchauffement climatique, la pollution de l’air, la géopolitique de l’énergie et le caractère intermittent des énergies renouvelables rendent urgent le développement de nouvelles centrales électriques à fonctionnement continu. Dans ce cadre, les atouts majeurs de la fusion thermonucléaire sont le fait que ses cendres et son combustible sont non radioactifs, ainsi que la vaste répartition mondiale de ce dernier et l’absence de risque d’accident nucléaire. Et c’est pourquoi, la communauté scientifique travaille depuis des décennies dans un esprit de collaboration à l’échelle mondiale (remarquablement, malgré la guerre en Ukraine, la Russie participe toujours au projet ITER).

Les recherches sur la fusion thermonucléaire contrôlée ont connu récemment une forte accélération grâce au projet de réacteur international de démonstration ITER – et aussi parce que davantage d’argent privé que public est investi dans ce type de recherche au niveau mondial depuis 2023.

Comme on l’a vu, une des contraintes ralentissant cette entreprise est l’existence d’une limite de densité du plasma dans les expériences réalisées jusqu’à présent : avec des densités de plasma trop faibles, les réactions nucléaires ont lieu trop peu souvent pour générer de l’énergie en quantité importante.

À cause de ce problème, les réacteurs tokamaks en projet sont gigantesques : ceci permet aux ions du plasma d’avoir plus de temps pour entrer en collision avant de s’échapper. ITER, par exemple, fait 23 000 tonnes pour 29 mètres de haut et 28 mètres de diamètre. Aussi, aujourd’hui, un des grands défis de la fusion thermonucléaire est de réaliser un réacteur plus petit, qui soit donc moins cher et plus robuste. Or, jusqu’à présent, nous étions coincés, car nous n’arrivions pas à dépasser expérimentalement une densité, apparemment limite, du plasma.

En 2021, mes collègues Fabio Sattin, Paolo Zanca et moi-même avions proposé une base théorique prédisant deux régimes d’auto-organisation plasma-paroi : le régime habituel où la densité de plasma est limitée et un autre régime sans limite de densité. Nous expliquions que ce régime pourrait être atteint en diminuant la quantité d’impuretés projetées par les parois, dues à leur bombardement par les ions du plasma. Nous suggérions à cette fin de démarrer le plasma en utilisant la stratégie utilisée pour le démarrage d’un autre type d’installation destinée à faire de la fusion thermonucléaire, les « stellarators ».

Cette stratégie a été appliquée avec succès dans EAST, où le régime sans limite de densité a été atteint, confirmant ainsi les résultats expérimentaux obtenus au sein du tokamak chinois J-TEXT annoncés en 2023 à la Fusion Energy Conference de l’AIEA à Londres (Royaume-uni).

Plus précisément, les expériences sur EAST ont combiné le contrôle de la pression initiale du gaz combustible avec un chauffage par résonance cyclotronique électronique pendant la phase de démarrage (ces deux facteurs combinés correspondent aux décharges stellarators), permettant une efficace diminution des interactions plasma-paroi dès le début de la décharge. Grâce à cette approche, l’accumulation d’impuretés et les pertes d’énergie ont été considérablement réduites, et le plasma atteint une densité élevée à la fin du démarrage. De plus, décharge après décharge, une diminution de la quantité d’impuretés a accompagné l’augmentation de la limite. Malheureusement, l’allocation maximale de temps expérimental n’a pas permis de voir jusqu’où pouvait aller cette nette amélioration… mais on peut donc espérer qu’elle se poursuive dans de futures expériences.

Quelles sont les suites de ces travaux ?

L’équipe de recherche d’EAST prévoit donc d’appliquer à nouveau cette méthode lors de la prochaine campagne expérimentale, avec l’idée d’accéder au régime sans limite de densité dans des conditions de plasma à haute performance.

Les physiciens travaillant sur d’autres tokamaks ont également été alertés, et pourraient être intéressés par l’utilisation du même scénario de démarrage pour repousser la limite de densité. Une proposition d’expérience a même déjà été faite pour le nouveau tokamak japonais JT60-SA.

Tout savoir en trois minutes sur des résultats récents de recherches, commentés et contextualisés par les chercheuses et les chercheurs qui les ont menées, c’est le principe de nos « Research Briefs ». Un format à retrouver ici.

Dominique Escande ne travaille pas, ne conseille pas, ne possède pas de parts, ne reçoit pas de fonds d'une organisation qui pourrait tirer profit de cet article, et n'a déclaré aucune autre affiliation que son organisme de recherche.

Aller sur Mars représente un voyage de plus de mille jours. Comment rendre autonome un équipage pendant autant de temps ? Découvrez le projet MELiSSA qui vise à recycler le carbone, l’hydrogène, l’oxygène et l’azote grâce aux bactéries en recréant le fonctionnement d’un écosystème terrestre à l’intérieur d’une fusée.

Les voyages habités vers la Planète rouge ne sont plus de la fiction. La Nasa prévoit même les premiers dans les années 2030, autrement dit demain. Pourtant, les défis techniques, scientifiques et humains à relever sont encore immenses avant de parcourir les 225 millions de kilomètres qui nous séparent de Mars, à l’aller comme au retour. L’équipage devra résister pendant des mois à l’effet des radiations, de la microgravité, du confinement, de l’isolement, etc., et à l’absence de biodiversité. C’est pourtant d’elle qu’il sera question ici pour régler un autre défi, celui de l’autonomie.

Des ressources pour un voyage au long cours

Dans l’espace, un homme ou une femme a besoin toutes les 24 heures d’un kilo de nourriture, d’un kilo d’oxygène, de trois litres d’eau potable et de 20 litres supplémentaires pour l’hygiène corporelle. De sorte qu’un voyage de mille jours aller-retour vers Mars obligerait à décoller avec 25 tonnes de ressources par personne.

En admettant que ce soit possible avec un des lanceurs super lourds qui emportent 130 à 150 tonnes, il faudrait ajouter la quantité de ressources quotidiennes nécessaire une fois sur Mars et pouvoir redécoller avec un emport suffisant pour le retour. L’autonomie de l’équipage sur le long terme est donc un vrai défi.

L’idée serait de tout produire et recycler en cours de route et sur place, de manière durable. Tel est l’objectif du projet MELiSSA pour l’alimentation. L’acronyme signifie système de support de vie micro-écologique alternatif, qui se base sur deux composantes de la biodiversité, les bactéries et l’écosystème. Ce dispositif bio-inspiré est développé par l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et ses partenaires. Pour l’hygiène corporelle, le recyclage de l’eau fait partie d’un processus à part.

Des bactéries fonctionnant comme dans un écosystème terrestre

Le préfixe « éco » du terme écosystème provient du grec ancien Oikos qui se traduit par la métaphore de la maison et ses habitant·es. Mais une maison a besoin de lumière, de CO₂ et d’eau pour créer un phénomène crucial pour la vie sur Terre, la photosynthèse oxygénique.

À partir de lumière, de CO₂ et d’eau, les cyanobactéries, c’est-à-dire les bactéries photosynthétiques, les algues et les plantes se mettent à fabriquer des molécules carbonées (sucres et lipides), en libérant de l’oxygène. Ce sont les producteurs primaires à la base des principaux écosystèmes, de la pyramide des consommateurs et des réseaux trophiques. Ce type de réseau se définit comme l’ensemble des interactions alimentaires. Mais les producteurs primaires ont besoin de minéraux. Une partie provient de la décomposition de la matière organique et des excréments assurée par les bactéries et les champignons.

C’est ce fonctionnement circulaire dans le milieu terrestre qui a inspiré les scientifiques du projet MELiSSA en le simplifiant pour mieux le contrôler. Le dispositif est ingénieux et comporte cinq compartiments interconnectés. L’objectif est de produire les ressources nécessaires à l’équipage par des plantes cultivées en hydroponie, ou culture hors sol, et des cyanobactéries, puis décomposer les déchets par des consortiums bactériens artificiels.

Les déchets sont un mélange d’au moins 70 % de végétaux non consommés et d’un maximum de 30 % d’excréments. La décomposition se fait en absence d’oxygène et à 55 °C par un consortium dominé par les bacilles Thermocaproicibacter et Thermoanaerobacterium. Dans ce four, les bactéries thermophiles atteignent leur optimum de croissance, tandis que les pathogènes opportunistes meurent, ce qui fait partie aussi de l’objectif. La décomposition libère des acides gras volatiles, du CO₂, de l’ammoniac et de l’hydrogène qui vont alimenter les autres compartiments.

Les acides gras sont transférés dans le compartiment n°2 contenant une seule espèce de bactéries, Rhodospirillum rubrum. La majorité des cellules sont spiralées et possèdent sept flagelles à chaque pôle. Certaines peuvent atteindre entre 10 et 60 µm de long dans certains milieux. Ces bactéries, de couleur rose en absence d’oxygène, sont multitâches, capables de faire la photosynthèse mais sans produire d’oxygène, de fixer l’azote et de libérer de l’ammoniac. Ce n’est pourtant pas ces caractéristiques qui intéressent MELiSSA, mais leur capacité à pousser plus loin la conversion des acides gras en CO₂. Celui-ci passe alors directement dans le compartiment n°4 pour entretenir la photosynthèse par les plantes et par les cyanobactéries.

Le compartiment suivant, n°3, contient deux autres espèces de bactéries, typiques d’une étape fondamentale du cycle de l’azote, la nitrification. Il s’agit de réactions chimiques en chaîne très complexes. Tout commence par les bactéries appartenant au genre Nitrosomonas qui fixent des atomes d’oxygène à l’ammonium en produisant des nitrites ou NO₂. L’oxygène nécessaire émane du compartiment n°4 tandis que l’ammoniac provient principalement de l’urine de l’équipage. Les nitrites sont ensuite oxydés à leur tour par les bactéries du genre Nitrobacter en nitrates ou NO₃. Les nitrates passent alors dans le compartiment n°4 comme source d’azote pour les plantes et les cyanobactéries.

Un dispositif de production et de recyclage en constante amélioration

La biomasse produite, mais aussi l’oxygène et l’eau sont consommés par l’équipage dans le compartiment n°5. Les déchets vont dans le compartiment n°1, le CO₂ dans le n°4, et le cycle recommence. Tous les éléments, à savoir le carbone, l’hydrogène, l’oxygène et l’azote, sont recyclés.

Mais ce dispositif est sans cesse en développement pour être optimal. Par exemple les scientifiques de MELiSSA essaient de remplacer R. rubrum par des biopiles où un consortium bactérien contenant le genre Geobacter est associé à l’anode, l’une des deux électrodes, pour convertir les acides gras en CO₂ en créant un courant électrique. Sur le plan énergétique, celui-ci est encore marginal, certes.

Les scientifiques testent par ailleurs des plantes, comme la laitue, la tomate, le chou ou le riz et un genre de cyanobactérie, Limnospira connu sous le nom de spiruline. Si les cyanobactéries représentent aujourd’hui seulement 30 % de la biomasse, leur contribution est appelée à croître, car leur système photosynthétique leur donne la capacité de réagir de manière quasi instantanée au changement de flux lumineux. Par ailleurs, la spiruline est très riche en protéines et contient des vitamines et des acides gras de type oméga 6.

Le projet MELiSSA montre que la connaissance des bactéries et la compréhension du fonctionnement des écosystèmes terrestres sont une des clés pour rendre possible l’autonomie alimentaire des vols habités vers la planète Mars. Mais l’autonomie ne sera pas atteinte d’ici les années 2030, ni même le recyclage global de l'eau. A priori, il en serait de même côté américain pour la Nasa, et la question reste posée pour les approches russes et chinoises. Quoi qu’il en soit, l’idée de l’ESA est aussi de valoriser plus rapidement le dispositif sur Terre pour contribuer au développement de l’économie circulaire.

Ce texte n’aurait pas été possible sans la relecture de Chloé Audas, directrice du projet MELiSSA, Brigitte Lamaze, ingénieure à l’ESA, et Claude-Gilles Dussap, directeur de la Fondation MELiSSA. L’auteur les remercie vivement.

Laurent Palka est membre du CESCO, Centre d'Ecologie et des Sciences de la Conservation et de l'association Chercheurs Toujours.