Les amas de galaxies croissent par fusions, qui injectent dans le gaz intergalactique chaud (le milieu intraamas) une énergie pouvant atteindre 10^64 erg. Une partie de cette énergie se transforme en turbulence et en écoulements volumiques, une autre en accélération de particules relativistes et en amplification des champs magnétiques. Cependant, mesurer directement le champ de vitesses du gaz était presque impossible : les détecteurs X à CCD ne distinguaient pas la structure fine des raies. Ce travail s'inscrit dans la lignée des études de la dynamique des amas à partir des raies X du fer, mais il s'en distingue par l'utilisation, pour la première fois, d'un spectromètre à calorimètre, XRISM/Resolve, sur le cœur le plus brillant de Coma, où de fortes inhomogénéités sont attendues. Des travaux voisins ont étudié les signatures X du fer, la respiration d'un quasar, les vents et les champs magnétiques dans les amas, mais personne n'avait cartographié les profils de raies avec un tel niveau de détail au centre d'un amas en cours de fusion.
Les observations ont été menées avec le satellite japonais de rayons X XRISM, durant la phase de vérification des performances : deux pointages de 3×3 minutes d'arc, l'un sur le pic X (Center, temps d'exposition de 398 000 secondes), l'autre 6 minutes d'arc plus au sud (South, 158 000 secondes au total). L'instrument clé est le microcalorimètre Resolve, qui mesure l'énergie de chaque photon avec une précision d'environ 4,5 eV (largeur totale à mi-hauteur) à 6 keV, ce qui permet de résoudre des décalages Doppler de l'ordre de quelques centaines de km/s. Les spectres dans la bande 2–10 keV ont été modélisés par un rayonnement thermique de plasma bapec avec une dispersion gaussienne des vitesses, puis on a recherché les écarts à une simple gaussienne. Pour rechercher systématiquement les composantes, on a utilisé un ajustement « aveugle » : 51 composantes bapec réparties en énergie avec un pas de 3 eV (un peu moins que la résolution), avec une dispersion des vitesses nulle et des températures et abondances liées. Pour évaluer la significativité des pics trouvés, on a généré des centaines de spectres synthétiques à partir d'un modèle sans composantes supplémentaires et observé à quelle fréquence les fluctuations aléatoires produisent un signal équivalent.
Dans le spectre du quadrant nord-ouest du champ central, outre le pic principal et la composante rouge déjà connue (Δcz ≈ −40 km/s), une troisième composante, bleue, a été détectée à Δcz = −1274 ± 100 km/s. Sa significativité d'après les simulations est d'environ 96 %. L'ensemble du champ central révèle une deuxième composante à Δcz = −6 (+229/−151) km/s, significative à 99 % d'après les simulations, mais peu mise en évidence par les critères d'information (AIC légèrement en faveur, BIC défavorable). L'ajustement aveugle avec un pas de 3 eV a mis en évidence au centre un pic bleu autour de cz ≈ 5850 km/s (Δcz ≈ −1150 km/s) avec une probabilité de fausse détection de 3 %, et dans le champ sud un pic rouge autour de cz ≈ 8250 km/s (Δcz ≈ +1250 km/s) avec une probabilité de 5 %. Les composantes principales en vitesse coïncident avec les groupes de galaxies identifiés optiquement : le pic bleu est proche du groupe S5 (Δcz = −1131 km/s), le pic rouge du champ sud est proche du groupe S4 (Δcz = +982 km/s). La densité d'énergie de la turbulence (1,9–2,2 eV/cm³) et celle des mouvements volumiques (jusqu'à 8,5 eV/cm³) dépassent plusieurs fois l'énergie du champ magnétique (0,42–0,55 eV/cm³ pour B ≈ 5 µG), et le temps d'amortissement de la turbulence (0,14 milliard d'années pour une échelle de 85 kpc) est comparable au temps de refroidissement synchrotron des électrons du halo radio (0,25 milliard d'années).
Ce travail montre pour la première fois directement que le profil de la raie du fer au centre d'un amas en cours de fusion n'est pas gaussien, mais se compose de plusieurs composantes Doppler. Cela change la façon de mesurer les vitesses : l'ajustement standard par une seule gaussienne surestime la dispersion des vitesses et masque les flux réels. Contrairement aux travaux voisins, qui étudiaient les propriétés moyennes du gaz ou des gradients à grande échelle, on atteint ici une résolution le long de la ligne de visée à l'intérieur d'un même champ de vue de l'instrument, et l'on détecte des structures d'une taille de plusieurs dizaines de kiloparsecs. Le lien entre les flux X et les groupes de galaxies optiques est confirmé, ce qui fournit un nouvel outil pour reconstruire la géométrie de la fusion.
L'étape suivante consistera en des observations XRISM plus profondes des mêmes champs et de champs voisins, afin de confirmer les composantes marginales et de construire une carte tridimensionnelle des vitesses. Il sera peut-être possible de séparer la contribution de l'élargissement thermique et celle de la turbulence en utilisant des raies de différents ions (par exemple Fe Lyα). Une analyse conjointe avec les observations radio de LOFAR et les catalogues optiques de groupes permettra de préciser comment l'énergie des mouvements volumiques se convertit en accélération de particules et en champs magnétiques. La méthode d'ajustement aveugle avec un pas de 3 eV pourra être appliquée à d'autres amas et même aux restes de supernova galactiques.
Les résultats auront un impact sur les études des fusions d'amas, sur l'origine des halos et des reliques radio, ainsi que sur la calibration des méthodes de mesure de la masse des amas par les spectres X. Ils sont également importants pour comprendre le chauffage turbulent du gaz et la génération des champs magnétiques dans le plasma cosmique.
Mener des observations XRISM plus longues du centre de Coma et du champ sud, et obtenir des spectres sous d'autres angles de position, afin de distinguer la rotation des flux radiaux. Compléter l'analyse par des données optiques sur les vitesses des galaxies et par des cartes radio à haute résolution.
Pour l'astrophysique des amas, la question de savoir comment l'énergie des fusions se répartit exactement entre chaleur, turbulence, champ magnétique et rayons cosmiques reste ouverte. Ce travail fournit pour la première fois des estimations directes des densités d'énergie de la turbulence et des mouvements volumiques dans le cœur de Coma, et montre que le champ magnétique est énergétiquement dominé par les mouvements du gaz, ce qui soutient le mécanisme de dynamo pour son amplification. La nature du halo radio reste elle aussi une question ouverte : les résultats indiquent que la turbulence pourrait les entretenir pendant un milliard d'années, mais le mécanisme exact d'accélération des électrons reste à élucider.
L'amas de la Chevelure de Bérénice contient environ 1000 galaxies, et son halo X s'étend sur des millions d'années-lumière. La température du gaz au cœur atteint 100 millions de kelvins, mais sa densité est si faible qu'une cuillère à café de cette matière pèserait moins d'un milliardième de gramme.
Dans le roman d'Isaac Asimov « Les Dieux eux-mêmes », il est question de transfert d'énergie entre univers parallèles, et dans la réalité les amas de galaxies transfèrent l'énergie de l'effondrement gravitationnel vers la turbulence et les champs magnétiques. L'idée que les mouvements d'un gaz invisible puissent se lire dans les fines raies d'un spectre fait écho aux méthodes des astrophysiciens du « Problème à trois corps » de Liu Cixin.