Collision de trous noirs supermassifs dans 100 ans ? Nous avons vérifié les calculs

Deux trous noirs entrent en collision

Que se passe-t-il quand deux trous noirs supermassifs entrent en collision ? Personne ne l'a jamais vu. On détecte désormais régulièrement des collisions de trous noirs plus petits, de quelques fois à plus de cent fois la masse du Soleil. Depuis deux mille quinze, les détecteurs d'ondes gravitationnelles ont enregistré plus de deux cents collisions probables.

Une onde gravitationnelle est une ondulation de l'espace, émise quand des objets massifs tournent l'un autour de l'autre. Mais les géants au centre de la plupart des grandes galaxies, c'est autre chose. Ils peuvent peser jusqu'à plusieurs dizaines de milliards de fois la masse du Soleil. En avril deux mille vingt-six, l'équipe dirigée par Silke Britzen au Max Planck Institute for Radio Astronomy de Bonn a annoncé une paire rapprochée de candidats.

La galaxie s'appelle Markarian cinq cent un. Leur communiqué disait que les deux trous noirs « pourraient fusionner dans un délai aussi court que cent ans », selon leurs masses réelles. Mais le titre de la Max Planck Society se terminait par : « Première paire rapprochée de trous noirs supermassifs détectée ? » C'est cette question qui est au cœur de cette vidéo.

D'abord, le point rassurant : cette galaxie est à plus de quatre cent quarante millions d'années-lumière. Une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en un an, environ neuf mille cinq cents milliards de kilomètres. Rien de ce qui s'y passe ne peut atteindre la Terre. Pourquoi deux trous noirs géants finiraient-ils par se rejoindre ?

Qu'ont réellement observé les astronomes ? D'où vient cette durée de « cent ans », et tient-elle la route ? Et s'ils fusionnent vraiment, quelqu'un pourrait-il le remarquer ? Nous avons lu l'article, refait ses calculs et montrerons exactement l'origine de chaque nombre.

Les galaxies entrent en collision, et leurs trous noirs aussi

Commençons par les géants. Un trou noir supermassif a une masse d'environ cent mille à plusieurs dizaines de milliards de fois celle du Soleil. Les galaxies s'attirent, entrent en collision puis fusionnent lentement en une seule. En fusionnant, deux galaxies apportent chacune leur trou noir central.

Tôt ou tard, ces trous noirs devraient donc se rencontrer. Voici une fusion observée à mi-parcours. C'est NGC six mille deux cent quarante, à environ quatre cents millions d'années-lumière. Dans cette lueur, deux trous noirs supermassifs sont séparés d'environ trois mille années-lumière.

Une paire bien plus rapprochée a été trouvée dans la galaxie zéro quatre zéro deux plus trois sept neuf. Les astronomes mesurent ces distances en parsecs ; un parsec vaut environ trois virgule trois années-lumière. Dans zéro quatre zéro deux plus trois sept neuf, les deux trous noirs sont à environ sept parsecs, soit environ vingt-trois années-lumière. Ils pèsent ensemble environ quinze milliards de fois la masse du Soleil, et une orbite dure environ trente mille ans.

Cette galaxie est à environ sept cent cinquante millions d'années-lumière ; en deux mille dix-sept, les astronomes ont signalé des indices qu'ils tournent l'un autour de l'autre. Même Roger Romani, astronome de l'étude, se disait heureux de trouver un système ayant accompli une orbite « en l'espace de quelques décennies ». Nous n'avons pas clairement vu la dernière étape : une paire si proche qu'elle va fusionner. Cette dernière étape est difficile à observer, pour une bonne raison.

Le problème du parsec final pour les trous noirs

En mille neuf cent quatre-vingts, trois astrophysiciens, Mitchell Begelman, Roger Blandford et Martin Rees, ont publié dans Nature un court article. Ils ont demandé ce qui se passe si une galaxie active abrite deux trous noirs massifs en orbite l'un autour de l'autre. Une galaxie active est une galaxie dont le trou noir central se nourrit et brille intensément. Ils ont suggéré que cela expliquerait pourquoi certains jets radio semblent courbés ou précesser.

Un jet est un étroit faisceau de gaz chaud et chargé électriquement, éjecté près du trou noir à une vitesse proche de celle de la lumière. Précesser, c'est osciller comme une toupie, son axe traçant lentement un cercle. Ils ont aussi dit qu'on pouvait tester cette idée en cherchant les effets directs de l'orbite. D'abord, chaque trou noir descend vers le centre à cause de ce que les astronomes appellent le frottement dynamique.

C'est la traînée qu'un objet lourd ressent quand sa gravité attire une foule d'étoiles derrière lui. Une fois en paire, ils se rapprochent en éjectant des étoiles. Une étoile passant près de la paire est projetée au loin comme une pierre de fronde. Chaque étoile emporte un peu d'énergie orbitale de la paire, qui se resserre donc.

Imaginez deux patineurs main dans la main lançant de lourdes balles vers l'extérieur ; chaque lancer les rapproche. Dans les modèles simples d'une galaxie ronde, la réserve d'étoiles sur les bonnes orbites s'épuise vite. La théorie prévoyait donc une paire bloquée à une séparation d'environ un parsec. Les ondes gravitationnelles emportent aussi de l'énergie, mais restent trop faibles à cette distance.

Avec les seules ondes gravitationnelles, rétrécir l'orbite prendrait bien plus que l'âge de l'Univers. On l'appelle problème du dernier parsec pour les trous noirs, terme d'un article publié en deux mille trois par Milos Milosavljevic et David Merritt. Plusieurs solutions ont été proposées. L'une affirme que les galaxies réelles ne sont pas parfaitement rondes.

Dans une galaxie aplatie, dite triaxiale, les étoiles tombent encore sur de nouvelles orbites vers le centre. Une étude de deux mille quinze a conclu que cela pouvait suffire à résoudre le problème, avec des fusions en environ un milliard d'années ou moins. Une autre idée ajoute un troisième trou noir, arrivé d'une fusion ultérieure, qui pourrait secouer et rapprocher la paire. Une troisième idée, proposée en deux mille vingt-quatre, implique la matière noire.

La matière noire est la masse invisible qui maintient les galaxies ensemble ; nous ne la détectons que par sa gravité. Si les particules de matière noire peuvent se heurter, un amas dense autour des trous noirs se reforme sans cesse et la traînée continue. Dans ce modèle, une paire dont le trou noir principal aurait environ trois milliards de Soleils pourrait fusionner en environ cent millions à un milliard d'années. Même ses défenseurs admettent que les données actuelles ne distinguent pas encore cet effet de ceux des étoiles et du gaz.

Le problème du dernier parsec a donc des solutions candidates, mais nul ne sait laquelle fonctionne dans les galaxies réelles. Une paire confirmée, bien à l'intérieur du dernier parsec, serait un indice solide que la nature le franchit.

Markarian 501, un suspect de longue date

Markarian cinq cent un est un blazar. Un blazar est une galaxie active dont le jet pointe presque droit vers nous, la rendant extrêmement brillante. Elle émet aussi des rayons gamma de très haute énergie, d'où le nom de blazar TeV. C'est un des blazars connus les plus proches, avec un décalage vers le rouge de zéro virgule zéro trois quatre.

Le décalage vers le rouge mesure l'étirement de la lumière par l'expansion de l'Univers pendant son trajet jusqu'à nous ; de petites valeurs indiquent des objets proches. Elle se trouve dans la constellation d'Hercule. Les astronomes ont déjà soupçonné qu'elle cachait deux trous noirs. En deux mille, Frank Rieger et Karl Mannheim ont relevé un rythme d'environ vingt-trois jours dans ses éruptions de rayons X et gamma, lors d'une éruption de mille neuf cent quatre-vingt-dix-sept.

Ils ont proposé un système binaire à orbite d'environ six à quatorze ans. C'était un autre modèle, avec d'autres nombres, que celui d'aujourd'hui. En deux mille vingt-trois, l'équipe de Silke Britzen a étudié vingt-trois ans d'images radio de Markarian cinq cent un. Ces images venaient du Very Long Baseline Array : dix antennes radio identiques de vingt-cinq mètres de diamètre, d'Hawaï aux îles Vierges américaines.

Leurs signaux sont enregistrés sur chaque site puis combinés, faisant des antennes un seul télescope d'environ huit mille kilomètres de large. Espacées ainsi, les antennes voient des détails bien plus fins qu'une seule. Ils ont trouvé le jet interne et le jet externe, bien plus grand, pointant à environ quatre-vingt-dix degrés l'un de l'autre. Dans le jet, des structures dérivaient aussi latéralement, à angle droit du jet.

Cet article ne disait pas qu'il s'agissait d'un binaire ; il citait comme possibilités à tester une base de jet oscillante et un système binaire.

Un second jet

La nouvelle étude, publiée dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, utilise des images plus nettes du même réseau. L'équipe a réanalysé quatre-vingt-trois observations de deux mille onze à deux mille vingt-trois, à quarante-trois gigahertz. Une fréquence radio plus élevée affine l'image : quarante-trois gigahertz montrent plus de détails que les images à quinze gigahertz précédentes. Elle les a comparées aux résultats précédents à quinze et huit gigahertz.

En plus du jet connu, les auteurs signalent un autre jet qui semble partir du côté opposé, le contre-jet, et boucler autour du cœur. Ils le nomment Jet deux. Le communiqué dit qu'il pointe ailleurs que le jet principal, donc qu'il était plus difficile à repérer. L'article suggère même que les images antérieures l'ont peut-être pris pour le bord brillant du jet principal.

Britzen a déclaré : « Nous l'avons recherché si longtemps, puis ce fut une surprise totale que nous puissions non seulement voir un deuxième jet, mais même suivre son mouvement. » Selon ses mots : « Évaluer les données, c'était comme être à bord d'un bateau. » À quarante-trois gigahertz, tout le système de jets se déplace latéralement en environ sept ans.

Sa luminosité totale monte et baisse selon un cycle similaire d'environ sept virgule quatre ans. La luminosité du cœur suggère un rythme bien plus court, d'environ cent vingt et un jours. Un relevé de luminosité au fil du temps s'appelle une courbe de lumière. L'article dit lui-même que cette période de cent vingt et un jours est « pas bien contrainte ».

Le mouvement de Jet deux semblait reprendre la même forme environ tous les cent quarante-six jours, à plus ou moins trois semaines près. Selon l'équipe, chaque jet vient de son trou noir, et les deux trous noirs orbitent l'un autour de l'autre tous les quelques mois. Le plan orbital oscille lentement, ce qui ferait pivoter les jets tous les sept ans. Selon leurs mots, un tel système binaire « peut raisonnablement expliquer » ce que nous voyons.

À masses égales, le résumé estime chaque trou noir à environ cent millions à un milliard de Soleils. Les deux trous noirs seraient séparés de vingt-sept à cent vingt-huit rayons de Schwarzschild. Un rayon de Schwarzschild est la taille du point de non-retour d'un trou noir. Pour un trou noir d'un milliard de Soleils, il vaut environ vingt fois la distance Terre-Soleil.

Le communiqué dit autrement : environ deux cent cinquante à cinq cent quarante fois la distance Terre-Soleil. Cette distance Terre-Soleil, d'environ cent cinquante millions de kilomètres, s'appelle une unité astronomique. Soit au plus environ zéro virgule zéro zéro vingt-six parsec. Cette paire serait plus de deux mille fois plus proche que zéro quatre zéro deux plus trois sept neuf, profondément à l'intérieur du problème du dernier parsec.

Vue de la Terre, la séparation serait environ cinq fois trop petite pour que même l'Event Horizon Telescope, le réseau ayant photographié le trou noir de M quatre-vingt-sept, les distingue.

Un anneau d'Einstein pendant un jour

Il reste un indice, qui vient d'une seule journée de juin deux mille vingt-deux. Ce jour-là, les éléments de Jet deux s'alignent sur un cercle presque fermé autour du cœur. Les objets massifs dévient la lumière qui passe près d'eux, une prédiction de la théorie de la gravitation d'Einstein appelée lentille gravitationnelle. Si une source lumineuse est juste derrière un objet massif, sa lumière peut s'étirer en cercle autour de lui : un anneau d'Einstein.

Hubble a photographié de tels anneaux autour de galaxies entières. Le communiqué y voit un alignement du système avec la Terre ce jour-là. Le trou noir au premier plan a donc dévié la lumière du deuxième jet derrière lui. La Max Planck Society a qualifié l'anneau « d'une explication compatible avec » le système binaire.

Mais les calculs de l'article ajoutent un élément inattendu. Un trou noir si massif ne peut dévier la lumière en un anneau de cette taille que si la lumière commence loin derrière lui, à environ dix à cent parsecs. C'est des milliers de fois la séparation des deux trous noirs. Les auteurs suggèrent donc que l'anneau vient d'une lumière plus éloignée sur Jet deux, pas de celle émise près du second trou noir.

Si c'est exact, l'indice est remarquable. Mais c'est un seul anneau partiel net, avec des arcs plus faibles certains autres jours, et son interprétation dépend du modèle. Seul, il ne constitue pas une confirmation indépendante.

D'où viennent les « 100 ans »

Passons au nombre du titre. Le communiqué disait que la paire pourrait fusionner « dans un délai aussi court que cent ans », selon les masses réelles. Un article précisait la condition. Si les trous noirs sont proches d'un milliard de masses solaires, la fusion finale « pourrait n'être qu'à un siècle ».

L'article montre comment il obtient ce nombre. Il reprend une masse d'une étude antérieure : environ sept cents millions de Soleils pour le système entier. Il prend les cent quarante-six jours du jet, soit environ cent quarante et un jours après correction de l'étirement de la lumière par l'expansion de l'Univers. La troisième loi de Kepler donne la séparation : la durée d'une orbite indique la distance entre deux corps, si leur masse est connue.

Les trous noirs sont ainsi à environ quatre cent soixante-dix unités astronomiques l'un de l'autre. Vient une formule standard, établie par Philip Peters en mille neuf cent soixante-quatre, qui calcule à quelle vitesse les ondes gravitationnelles font perdre de l'énergie à l'orbite d'une paire. À masses égales et orbite circulaire, l'article prévoit au moins deux cent cinquante orbites supplémentaires. Deux cent cinquante orbites de cent quarante et un jours font un peu moins de cent ans.

Nous avons refait le même calcul. Nous trouvons aussi environ quatre cent soixante-dix unités astronomiques, mais une durée proche de cent quatre-vingt-dix ans, presque quatre cent quatre-vingts orbites. Cela reste compatible avec « au moins deux cent cinquante », mais fait de cent ans la limite basse de l'estimation. La réponse varie fortement avec la masse.

Avec cent millions de Soleils au total, l'attente atteint près de cinq mille ans. Avec deux milliards de Soleils, elle tombe à environ trente ans. Si un trou noir est dix fois plus massif que l'autre, l'attente est environ trois fois plus longue. Si le rythme de cent vingt et un jours est l'orbite réelle, l'attente est plus courte : environ cent dix ans avec la masse de l'article.

Donc « cent ans » n'est pas une prévision ferme pour cette paire. L'article lui-même ajoute un bémol. Dans leur schéma, reproduire le cycle de sept ans exige une orbite très allongée, d'excentricité environ zéro virgule huit ou plus. L'excentricité mesure l'allongement d'une orbite : zéro est un cercle, les valeurs proches de un, des ellipses longues et fines.

L'article note qu'une telle orbite exige une meilleure estimation de la durée de vie de la paire. D'après notre estimation avec la formule de Peters, à la masse de l'article, une orbite aussi elliptique se resserrerait jusqu'à fusionner en seulement environ cinq ans. Ce serait bien différent des cent ans. Si l'orbite réelle vaut la moitié ou le double de la période trouvée, chaque nombre change encore.

Et si la récurrence de cent quarante-six jours ne suit pas le mouvement orbital, ce calcul ne peut alors plus en tirer la période orbitale. Pour chronométrer Jet deux, l'article indique lui-même un point faible. Le télescope observait à des moments irréguliers, ce qui, écrivent les auteurs, gêne leur méthode. Quatre-vingt-trois observations sur environ douze ans, c'est une toutes les sept ou huit semaines, alors que le rythme visé dure quatre à cinq mois.

Soit en moyenne deux ou trois observations par cycle. Pour la luminosité, ils ont utilisé un outil standard qui cherche des cycles répétés dans des données irrégulières. Il montre le risque d'un pic dû au hasard, mais nous n'avons trouvé aucun test contre un bruit rouge ou un alias d'échantillonnage pouvant imiter un cycle, piège du prochain chapitre.

Après avoir vérifié huit articles d'actualité et de grands sites scientifiques, nous n'avons trouvé aucun expert cité indépendant de l'équipe. ScienceAlert est l'un des rares à dire clairement qu'il ne s'agit pas d'une « détection concluante ».

Revendications antérieures de paires de trous noirs

Markarian cinq cent un n'est pas le premier couple rapproché à avoir été proposé, et les histoires précédentes sont un avertissement utile. Le plus célèbre est OJ deux cent quatre-vingt-sept, un blazar qui entre en éruption environ tous les douze ans. Dans le modèle binaire, un trou noir d'environ cent cinquante millions de masses solaires orbite autour d'un autre d'environ dix-huit milliards de masses solaires tous les douze virgule zéro six ans. Ce modèle prédisait le début des éruptions en mille neuf cent quatre-vingt-quinze, deux mille cinq, deux mille sept et deux mille quinze.

Mais en deux mille vingt-trois, une équipe dirigée par Stefanie Komossa a rapporté qu'une éruption prévue pour octobre deux mille vingt-deux n'avait pas été détectée. Elle a aussi estimé la masse du trou noir principal à seulement environ cent millions de masses solaires et privilégié d'autres modèles binaires. Mauri Valtonen, l'auteur du modèle, a répondu que l'éruption s'était produite pendant la pause estivale, quand la source ne peut pas être observée depuis le sol. En deux mille vingt-six, son équipe a aussi signalé en octobre une éruption de marée, différente de l'éruption d'impact prévue, et le débat se poursuit.

Il y a ensuite PG treize cent deux moins cent deux, un quasar dont la luminosité semblait se répéter environ tous les cinq ans. En deux mille seize, Simon Vaughan et ses collègues ont montré que des variations aléatoires, plus amples sur les longues échelles de temps, peuvent sembler périodiques pendant quelques cycles. Les astronomes appellent ce type de scintillement un bruit rouge. Pour PG treize cent deux moins cent deux, ils ont constaté qu'un processus aléatoire simple s'ajustait mieux qu'une onde régulière.

PKS deux mille cent trente et un moins vingt et un est un autre candidat, avec un cycle radio d'environ cinq ans observé sur quarante-cinq années de données. Le modèle de son équipe suggère une orbite de deux ans et une fusion dans environ dix mille ans. Pourtant, ce signal semblait avoir disparu pendant environ deux décennies, d'environ mille neuf cent quatre-vingt-quatre à deux mille cinq. Pour un couple proposé dans la galaxie trois C soixante-six B, les astronomes ont chronométré les impulsions d'étoiles mortes en rotation,

appelées pulsars, pour limiter les masses et orbites possibles. Une analyse de deux mille vingt-six a exclu une partie de ce qui restait permis. L'avertissement le plus fort vient de M quatre-vingt-sept, galaxie dont l'Event Horizon Telescope a photographié l'ombre du trou noir. Son jet oscille d'avant en arrière selon un cycle d'environ onze ans, suivi pendant vingt-deux années de données radio.

Mais cette étude l'expliquait par un seul trou noir en rotation. Un trou noir en rotation entraîne l'espace autour de lui, ce qui peut faire osciller un disque de gaz incliné. Les physiciens appellent cela la précession de Lense-Thirring. L'article de Britzen de deux mille vingt-trois citait cette même oscillation d'un seul trou noir comme possibilité pour Markarian cinq cent un.

Le nouvel article examine des ondulations qui tordent le jet, un noyau radio mobile et des ondes de choc, mais juge chaque explication insuffisante. Nous n'avons pas trouvé qu'il testait le trou noir unique en rotation qui expliquait M quatre-vingt-sept. Donc, un jet oscillant seul ne prouve pas deux trous noirs. Markarian cinq cent un se distingue par son second jet et son anneau possible.

C'est pourquoi c'est un candidat sérieux, mais toujours un candidat.

Un fond d'ondes gravitationnelles

Même sans voir ce couple directement, il existe peut-être un autre moyen d'entendre de tels couples. En juin deux mille vingt-trois, l'équipe de NANOGrav a annoncé des indices d'un fond lent d'ondes gravitationnelles. Ils ont utilisé des pulsars, des étoiles mortes tournant des centaines de fois par seconde et balayant la Terre de leur faisceau radio comme un phare. Une onde gravitationnelle étire et comprime l'espace entre nous et chaque pulsar.

Les impulsions arrivent donc avec une infime avance ou un infime retard. Pendant plus de quinze ans, NANOGrav a chronométré soixante-sept pulsars et trouvé dans le ciel des décalages corrélés des arrivées, selon le motif produit par les ondes gravitationnelles. La force statistique était d'environ trois virgule cinq à quatre sigma. Le sigma mesure l'improbabilité d'un résultat dû au hasard ; les physiciens appellent généralement cinq sigma une découverte.

Des équipes d'Europe, d'Inde, d'Australie et de Chine ont rapporté des résultats similaires le même jour. NANOGrav a déclaré que le signal est compatible avec de nombreux couples de trous noirs supermassifs, sans exclure d'autres sources. Et aucun couple unique n'est encore extrait de ce fond. Le communiqué présente Markarian cinq cent un comme candidat privilégié pour relier les ondes gravitationnelles du chronométrage des pulsars à un couple précis.

Le coauteur Hector Olivares a formulé l'espoir ainsi : « nous pourrions même voir leur fréquence augmenter régulièrement à mesure que les deux géants spiralent vers la collision. » Selon notre calcul, à la masse indiquée dans l'article, cette hausse serait d'environ deux pour cent sur dix ans. Avec cent millions de masses solaires au total, elle serait d'environ un dixième de pour cent et avec deux milliards, d'environ quinze pour cent.

Pourrions-nous détecter leur fusion ?

Alors, s'ils fusionnent, quelqu'un pourrait-il le remarquer ? Une onde gravitationnelle a une fréquence en hertz : un hertz correspond à une onde par seconde. L'article place le signal de ce couple à environ quatre-vingts milliardièmes de hertz. Il indique qu'un futur programme de chronométrage de pulsars avec le Square Kilometre Array pourrait atteindre

jusqu'à cent milliardièmes de hertz, après avoir chronométré plus de vingt pulsars pendant plus de dix ans. Le Square Kilometre Array est un immense observatoire radio en construction en Afrique du Sud et en Australie. Un détail : quatre-vingts milliardièmes sont le rythme propre de l'orbite, et une orbite circulaire émet à deux fois ce rythme. Selon notre calcul, le signal est donc près de cent soixante milliardièmes de hertz, juste au-dessus de cette plage.

Une onde mettrait environ dix semaines à passer. La première collision captée par LIGO, en deux mille quinze, couvrait environ trente-cinq à deux cent cinquante hertz, des hauteurs audibles. Pour amener les ondes de ce couple à la fréquence la plus basse audible, il faudrait les accélérer d'environ cent millions de fois. La recherche de NANOGrav sur les couples individuels était la plus sensible près de six milliardièmes de hertz.

Le prochain grand détecteur est LISA, mission de l'Agence spatiale européenne adoptée en janvier deux mille vingt-quatre, avec un lancement prévu vers deux mille trente-cinq. Il sera constitué de trois engins spatiaux en triangle, d'environ deux virgule cinq millions de kilomètres de côté, reliés par des lasers. LISA écoute entre environ un dix-millième de hertz et un hertz. Cela convient aux couples en fusion de masses comprises entre environ cent mille et dix millions de masses solaires.

Selon notre estimation approximative, à la masse de l'article, la plongée finale de cette paire n'atteindrait qu'environ six millionièmes de hertz. Cela tombe dans le creux du microhertz, entre les fréquences que le chronométrage des pulsars et LISA sont conçus pour capter. Une étude de deux mille vingt et un a appelé cette bande « le plus grand intervalle » dans la couverture du ciel en ondes gravitationnelles. Aucun détecteur actuellement prévu n'est conçu pour cet intervalle.

Cette approche lente pourrait laisser des indices dans le chronométrage des pulsars ou des rythmes de jet accélérés, mais personne n'a montré qu'on puisse détecter l'un ou l'autre.

Cela s'est-il déjà produit ?

Une dernière chose à propos de ces « cent ans ». La lumière de Markarian cinq cent un a quitté la galaxie il y a des centaines de millions d'années. Donc, quoi qu'il s'y passe aujourd'hui, nous ne le verrions qu'à l'arrivée de sa lumière. Si la fusion apparaît dans notre ciel dans un siècle, elle s'est produite bien avant, là-bas, à la source.

La nouvelle n'est simplement pas arrivée. Comme l'a écrit Popular Science, personne ne verra probablement le véritable grand final. Ce qui peut arriver bientôt, c'est un test. Si le rythme court se répète lors d'observations nouvelles et plus fréquentes, l'hypothèse binaire se renforce.

S'il s'estompe, comme les signaux d'autres candidats, elle s'affaiblit. Et si le rythme s'accélère au fil des années, le couple spirale vers l'intérieur. Si le couple binaire est confirmé, ce serait un indice solide que la nature franchit vraiment le dernier parsec. Jusque-là, Markarian cinq cent un reste ce que suggère le titre de la Max Planck Society.

Une détection, avec un point d'interrogation.