En 2024, l’astrophysicien Stephen Giacalone a découvert une naine brune qui semblait s’être formée par accrétion de matière, ce qui en fait, de fait, la plus grande planète jamais connue. On sait désormais que les planètes en formation rencontrent des conditions turbulentes au sein de leurs systèmes solaires. Une nouvelle observation, réalisée en 2026, apporte des preuves convaincantes de la façon dont la première génération d’étoiles dans les galaxies naines est morte, enrichissant chimiquement leurs successeurs.
Les naines brunes pourraient tout simplement être des planètes dilatées.
De nombreux objets astronomiques suivent des règles claires et s’inscrivent dans des catégories bien définies, mais les naines brunes (objets célestes trop massifs pour être de simples planètes, mais trop petits pour être de véritables étoiles) refusent toujours d’obéir à ces règles.
Des astronomes ont récemment étudié un échantillon de 70 objets, allant de planètes de la masse de Jupiter à des naines brunes en phase de formation stellaire. En analysant la relation entre la masse de ces objets et certaines caractéristiques de leurs systèmes solaires (par exemple, la présence d’éléments plus lourds que l’hélium dans les étoiles ou la circularité des orbites), les chercheurs espéraient établir une distinction nette entre les objets massifs se formant comme des étoiles et les objets plus petits se formant comme des planètes. Mais ils ont été déçus, car l’Univers réel est un système complexe et complexe.
Il s’avère que la frontière entre les étoiles et les planètes pourrait être davantage un continuum gris et flou, comme le soutiennent l’astrophysicien Gregory Gilbert de l’UCLA et ses collègues dans un article publié dans The Astronomical Journal en mars 2026.
Par définition, les étoiles ont une masse au moins 80 fois supérieure à celle de Jupiter et se forment de l’extérieur vers l’intérieur. Lorsqu’un amas de gaz dans un nuage moléculaire s’effondre sous l’effet de sa propre gravité, les atomes étroitement liés de son noyau commencent à fusionner, libérant chaleur et lumière : une étoile naît.
Comparaison des tailles des planètes, des naines brunes et des plus petites étoiles. NASA/JPL-Caltech
En revanche, les planètes gazeuses géantes, dont la masse peut atteindre celle de Jupiter, se forment de l’intérieur vers l’extérieur. Initialement, plusieurs grains de poussière s’agglomèrent en un disque de matière autour d’une étoile naissante, et leur gravité combinée suffit à attirer encore plus de poussière. La matière continue de s’accumuler de plus en plus vite, formant un noyau rocheux entouré d’épaisses couches de gaz.
Cependant, entre ces deux catégories se trouvent un certain nombre d’objets que les astronomes ne savent pas s’ils doivent classer comme « étoiles ratées » ou « planètes dilatées ».
Les naines brunes, dont la masse varie de 13 à 80 fois celle de Jupiter, ne sont pas assez massives pour fusionner l’hydrogène en hélium comme une véritable étoile, mais elles sont suffisamment grandes pour fusionner le deutérium – un isotope de l’hydrogène contenant un neutron en plus du proton et de l’électron. La fusion du deutérium en hélium requiert une pression moindre que celle de l’hydrogène pur. Il existe aussi des «sous-naines brunes» – des géantes gazeuses véritablement énormes à l’échelle planétaire, mais pas assez grandes pour être considérées comme de véritables naines brunes.
Idéalement, il devrait exister une limite claire : les objets dont la masse est supérieure à une certaine valeur devraient être des étoiles ratées formées par l’effondrement de nuages de gaz, tandis que les objets dont la masse est inférieure à cette valeur devraient être des planètes dilatées qui se sont condensées à partir de disques planétaires.
Cependant, les astronomes n’ont pas encore été en mesure de détecter une seule raie de ce type.
En 2024, l’astrophysicien Stephen Giacalone, co-auteur de l’étude actuelle, a découvert une naine brune qui semble s’être formée par accrétion de matière, ce qui en fait, de fait, la plus grande planète ayant jamais existé. Certaines sous-naines brunes — des planètes géantes trop petites pour être considérées comme des naines brunes — semblent s’être formées par effondrement gravitationnel; autrement dit, leur processus de formation en étoiles a été si peu concluant qu’elles n’ont même pas pu devenir des naines brunes.
«Il reste à déterminer précisément la taille que pourrait atteindre l’objet suite à l’accrétion du noyau, ou sa taille réduite suite à l’instabilité du disque ou à la fragmentation du nuage», ont écrit Gilbert et ses collègues dans leur article.
Gilbert et ses collègues ont utilisé des modèles statistiques pour tester comment la masse de leurs objets était liée à la composition chimique de leurs étoiles hôtes et à la forme des orbites des objets.
L’analyse de l’excentricité orbitale de ces objets (qui mesure la proximité de leur orbite à un cercle parfait) aboutit à un résultat quasi identique. Les objets moins massifs tendent à avoir des orbites plus circulaires, tandis que les objets les plus massifs, semblables aux naines brunes, présentent des excentricités plus marquées. Toutefois, Gilbert et ses collègues ont constaté que cette tendance est très progressive.
Illustration d’un nain brun par un artiste. Nazariy Neshcherensky/iStock/Getty Images
«Il est raisonnable de supposer que, à mesure que la masse d’un objet augmente, la probabilité de sa formation par accrétion de noyau diminue et la probabilité de sa formation par instabilité gravitationnelle [effondrement d’un nuage de gaz] augmente», ont écrit les chercheurs dans leur récent article, « mais il s’agit davantage d’un spectre que d’une division claire des objets en deux groupes.
Et puis il y a la métallicité. Une planète ne peut accumuler suffisamment de matière assez rapidement pour devenir une géante gazeuse que si elle se forme dans un système stellaire très riche en métaux, c’est-à-dire contenant de nombreux éléments plus lourds que l’hélium (principalement du carbone, de l’oxygène et du fer). Ainsi, s’il existait une nette distinction entre les objets plus massifs formés par l’effondrement de nuages moléculaires et les objets moins massifs formés par accrétion, les chercheurs comme Gilbert et ses collègues s’attendraient à observer la formation de petites sous-naines brunes uniquement dans les systèmes stellaires riches en métaux. Or, ce n’est pas ce que Gilbert et ses collègues ont constaté dans leurs données.
Il semble en revanche qu’il n’existe aucune corrélation entre la masse d’une supergéante gazeuse et la métallicité de son système solaire. Ceci suggère que certains de ces objets se sont formés par accrétion de matière, tandis que d’autres se sont formés davantage comme des étoiles – avec le même résultat final et, souvent, la même masse. Par conséquent, il nous est actuellement impossible de déterminer, par l’observation d’un objet, s’il s’agit d’une «étoile ratée» ou d’une planète ayant connu une formation exceptionnellement réussie.
«Il est possible qu’une ligne de démarcation claire existe entre les canaux de formation, mais nous ne l’avons pas encore détectée, soit parce que nous n’avons pas assez d’objets, soit parce que nous n’avons pas encore étudié la bonne combinaison de paramètres», ont écrit Gilbert et ses collègues dans leur récent article.
Un article du projet Backyard Worlds: Planet 9 de la NASA indique que les bénévoles ont effectivement doublé le nombre de naines brunes connues, réalisant plus de 3 000 nouvelles découvertes au cours des 10 dernières années depuis le début du projet.
Les naines brunes sont des boules de gaz de la taille de Jupiter, moins massives que les étoiles. On compte une naine brune pour trois à quatre étoiles proches du Soleil.
Bien que les naines brunes soient communes, elles sont difficiles à détecter car leur luminosité est très faible comparée à celle des étoiles. Le fait de disposer de deux fois plus de naines brunes à étudier permet aux astronomes d’approfondir leur compréhension de ces objets insaisissables. Cette nouvelle liste importante de naines brunes a déjà révélé une nouvelle variété d’objets – les sous-naines de type T extrêmes – et une multitude d’autres raretés, comme des objets ultra-froids et une naine brune qui semble présenter des aurores. Elle nous a également permis de cartographier la distribution des masses dans notre galaxie et d’établir un modèle de notre environnement cosmique.
Illustration d’une naine brune réalisée par William Pendrill, bénévole de l’émission « Backyard Worlds : Planet 9 ». Cette émission a annoncé la découverte de plus de 3 000 objets de ce type au cours des dix dernières années, soit le double du total.
Les résultats de cette recherche, menée par l’astronome Adam Schneider de l’Observatoire naval des États-Unis, ont été publiés dans un article de l’Astronomical Journal en mai 2026. Ils représentent un travail réalisé sur dix ans avec la participation d’une équipe d’environ 200 000 bénévoles. Parmi les 75 auteurs de l’article, 61 sont des bénévoles. Les deux autres auteurs ont débuté comme bénévoles au sein de l’équipe avant de poursuivre une carrière en astronomie.
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Des bénévoles ont découvert des naines brunes sur des images prises par les sondes spatiales WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) et NEOWISE-R (Near-Earth-Object WISE Reactivation mission) de la NASA, désormais hors service. Ils ont analysé ces données grâce à la plateforme de science participative Zooniverse, à la recherche d’objets en mouvement dans des images fluctuantes collectées sur une période de 16 ans. Certains bénévoles ont même contribué en créant leurs propres outils de recherche et logiciels d’analyse de données.
Le projet Backyard Worlds : Planet 9 continue d’analyser plus de 2 milliards de sources observées par les télescopes WISE et NEOWISE-R.
Les planètes semblables à celles de notre système solaire se forment par un processus ascendant, où de petits fragments de roche et de glace s’agglomèrent et grossissent au fil du temps. Mais plus la planète est massive, plus il est difficile d’expliquer sa formation de cette manière.
Des astronomes ont utilisé le télescope spatial James Webb de la NASA pour étudier 29 Cygni b, un objet d’une masse environ 15 fois supérieure à celle de Jupiter, en orbite autour d’une étoile proche. Ils ont découvert de nombreuses preuves que 29 Cygni b s’est effectivement formée par ce processus « ascendant », apportant ainsi de nouvelles connaissances sur la formation des planètes les plus massives, comme indiqué dans la revue The Astrophysical Journal Letters.
On considère généralement que la formation des planètes se produit au sein de disques géants de gaz et de poussière autour des étoiles, par un processus appelé accrétion. La poussière s’agglomère en petites particules qui entrent en collision et grossissent, formant des protoplanètes puis des planètes. Les plus grandes d’entre elles accumulent ensuite du gaz et évoluent en géantes comme Jupiter. Comme les géantes gazeuses mettent plus de temps à se former et que le disque de matière à l’origine de la formation des planètes finit par s’évaporer et disparaître, les systèmes planétaires contiennent beaucoup plus de petites planètes que de grandes.
À l’inverse, les étoiles se forment lorsqu’un immense nuage de gaz se fragmente, chaque fragment s’effondrant sous l’effet de sa propre gravité, devenant ainsi plus petit et plus dense. Un processus de fragmentation similaire pourrait théoriquement se produire au sein des disques protoplanétaires. Ceci pourrait expliquer la présence de certains objets très massifs à des milliards de kilomètres de leur étoile hôte, dans des régions où le disque protoplanétaire aurait été trop mince pour permettre l’accrétion de matière.
L’étoile 29 Cygni b se situe à l’intersection de deux mécanismes possibles. Quinze fois plus massive que Jupiter, elle orbite autour de son étoile à une distance moyenne de 2,4 milliards de kilomètres, soit environ la même distance qu’Uranus dans notre système solaire. L’équipe de recherche l’a choisie comme objet d’étude car elle pourrait potentiellement résulter de l’un ou l’autre de ces processus.
L’exoplanète 29 Cygni b, représentée sur cette illustration, est une géante gazeuse dont la masse est environ 15 fois supérieure à celle de Jupiter. Les astronomes ont étudié 29 Cygni b grâce au télescope spatial James Webb de la NASA. Ils ont conclu qu’elle s’est probablement formée par accrétion de matière plutôt que par fragmentation de disque. NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)
«Dans les modèles informatiques, la fragmentation du disque pourrait facilement produire des masses nettement supérieures à 29 Cygni b. Il s’agit de la plus petite masse plausible. Mais en même temps, c’est approximativement la plus grande masse qui pourrait être obtenue par accrétion», a déclaré William Balmer, auteur principal de l’étude et chercheur à l’Université Johns Hopkins et au Space Telescope Science Institute de Baltimore.
Le programme d’observation Balmer a utilisé la caméra proche infrarouge (NIRCam) du télescope Webb en mode coronographique pour imager directement la planète 29 Cygni b. Cette planète était le premier des quatre objets ciblés par le programme, chacun ayant une masse comprise entre 1 et 15 fois celle de Jupiter. De plus, l’équipe exigeait que ces objets orbitent à une distance d’environ 15 milliards de kilomètres de leur étoile.
Toutes les planètes étaient jeunes et encore très chaudes depuis leur formation, avec des températures comprises entre 530 et 1 000 degrés Celsius (1 000 à 1 900 degrés Fahrenheit). De ce fait, la composition chimique de leurs atmosphères était similaire à celle des planètes de HR 8799, un système que Balmer avait déjà étudié. En sélectionnant les filtres appropriés, l’équipe a pu détecter les signatures d’absorption de la lumière par le dioxyde de carbone (CO₂) et le monoxyde de carbone (CO), ce qui lui a permis de déterminer l’abondance de ces éléments chimiques plus lourds, que les astronomes appellent collectivement métaux.
Ils ont découvert des preuves convaincantes que la planète 29 Cygni b est plus riche en métaux que son étoile hôte, dont la composition est similaire à celle de notre Soleil. Compte tenu de sa masse, la quantité d’éléments lourds qu’elle contient équivaut à environ 150 masses terrestres. Cela suggère qu’elle a accrété d’importantes quantités de solides riches en métaux provenant du disque protoplanétaire.
Des astronomes ont utilisé le télescope spatial James Webb de la NASA pour imager directement 29 Cygni b, une planète dont la masse est 15 fois supérieure à celle de Jupiter. Ils ont mis en évidence la présence d’éléments chimiques lourds tels que le carbone et l’oxygène, ce qui suggère fortement que cette planète s’est formée par accrétion au sein d’un disque protoplanétaire. NASA, ESA, CSA, William Bulmer (JHU, STScI), Laurent Pueyo (STScI); Traitement d’image: Alyssa Pagan (STScI)
L’équipe a également utilisé le télescope optique terrestre CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) pour déterminer si l’orbite de la planète était alignée avec la rotation de son étoile. Cet alignement a été confirmé, comme prévu pour un objet formé à partir d’un disque protoplanétaire.
«Nous avons pu mettre à jour les données orbitales de la planète et effectuer des observations de son étoile hôte afin de déterminer son orientation par rapport à cette orbite», explique Ash Messier, co-auteur de l’étude et doctorant à l’université Johns Hopkins. «Nous avons démontré que l’inclinaison de la planète est très proche de l’axe de rotation de l’étoile, ce qui est comparable à ce que l’on observe pour les planètes de notre système solaire.»
«L’ensemble de ces données suggère fortement que 29 Cygni b s’est formée dans un disque protoplanétaire par accrétion rapide de matière riche en métaux, plutôt que par fragmentation de gaz», a déclaré Balmer. «Autrement dit, elle s’est formée comme une planète, et non comme une étoile.»
Au fur et à mesure de la collecte de données sur les trois autres objets de leur programme, l’équipe prévoit de rechercher des preuves de différences de composition entre les planètes de faible et de forte masse. Cela devrait permettre de mieux comprendre leurs mécanismes de formation.
Le télescope spatial James Webb est le principal observatoire spatial au monde. Il lève le voile sur les mystères de notre système solaire, scrute les exoplanètes lointaines et explore la structure et les origines énigmatiques de notre univers, ainsi que notre place en son sein. Webb est un programme international mené par la NASA et ses partenaires, l’ESA (Agence spatiale européenne) et l’ASC (Agence spatiale canadienne).
Une autre étude montre qu’une puissante éruption provenant d’une jeune étoile semblable au Soleil crée des conditions difficiles pour les planètes naissantes de son système.
Une équipe de scientifiques du Centre d’astrophysique (CfA) a utilisé le réseau de radiotélescopes SMA (Submillimeter Array) situé sur le Mauna Kea à Hawaï pour observer la jeune étoile HD 283572. L’équipe a constaté une augmentation de luminosité de HD 283572 d’un facteur de plusieurs centaines en quelques heures seulement. Cette éruption stellaire est considérée comme l’une des plus puissantes jamais observées, comme indiqué dans la revue The Astrophysical Journal Letters début 2024.
Située à environ 400 années-lumière, HD 283572 est environ 1,4 fois plus massive que le Soleil, mais âgée de près de 3 millions d’années, elle est plus de mille fois plus jeune que notre Soleil, qui a environ 4,6 milliards d’années. Cela signifie que lorsque les astronomes ont observé HD 283572, ils l’ont vue au même stade de son développement que le Soleil, au moment où les planètes comme la Terre ont commencé à se former.
Illustration artistique de la formation des planètes à partir d’un disque de matière entourant une étoile. NASA
Par conséquent, ces données pourraient indiquer que les planètes en formation, y compris celles de notre système solaire, doivent rencontrer des conditions turbulentes.
«Nous avons été surpris d’observer une éruption d’une luminosité inhabituelle provenant d’une jeune étoile ordinaire», a déclaré Joshua Bennett Lovell, chef d’équipe et scientifique du CfA, dans un communiqué. «Toute planète qui aurait pu se former dans ce système aurait été détruite par cette puissante éruption. Je n’aimerais pas y grandir!»
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On pense que les éruptions stellaires comme celles observées par Lovell et ses collègues sont dues à la rotation des étoiles et à l’enchevêtrement de leurs champs magnétiques.
De même qu’un ressort trop tendu accumule de l’énergie cinétique qui doit être libérée, l’énergie magnétique stockée dans ces champs magnétiques torsadés doit être libérée. Pour les étoiles, cela se traduit par l’éjection de particules accélérées à travers leur surface dans l’espace.
Localisation de la jeune étoile en éruption HD 283572 et son changement de luminosité entre janvier 2022 et mars 2024. CfA/JB Lovell et al.
Les éruptions qui accompagnent cette projection de matière stellaire, ou plasma, peuvent multiplier la luminosité de l’étoile par des dizaines, voire des centaines, et ce sur un large spectre de longueurs d’onde. Cependant, détecter ces éruptions demeure complexe, car elles se produisent de manière quasi aléatoire; il n’existe donc aucun indicateur précis permettant de savoir quand pointer un télescope vers l’étoile pour observer sa prochaine éruption.
C’était certainement le cas pour HD 283572, qui semblait être dormant avant son éruption massive.
«Chaque fois que nous avons pointé le télescope SMA vers l’étoile après cette éruption, nous n’avons rien vu», a expliqué Lovell. «Nos résultats confirment que de telles éruptions sont rares aux longueurs d’onde millimétriques, mais qu’elles peuvent être extrêmement puissantes pour des étoiles aussi jeunes.»
Pendant neuf heures, l’énergie de l’éruption de HD 283572 a atteint des niveaux des millions de fois supérieurs à ceux d’éruptions similaires mesurées à proximité du système solaire. De telles éruptions sont si puissantes qu’elles sont capables de détruire l’atmosphère de jeunes planètes en formation.
La découverte d’une éruption aussi puissante durant cette période cruciale de la vie d’un système planétaire offre aux scientifiques un élément clé pour comprendre les pressions subies par la Terre et ses planètes jumelles lors de leur formation, il y a environ 4,5 milliards d’années. Ces résultats pourraient également donner des indications sur les conditions que subissent aujourd’hui les planètes extrasolaires, ou «exoplanètes», aux premiers stades de leur existence.
Illustration d’une jeune étoile en éruption, susceptible de poser des problèmes pour la formation d’exoplanètes. CfA/Melissa Weiss
L’équipe de chercheurs qui a mené cette étude continue de surveiller HD 283572 pour déterminer la fréquence des éruptions de la jeune étoile et pour savoir si cette lueur pourrait influencer la formation des atmosphères des planètes qui l’entourent.
Par ailleurs, la campagne SMA étudie d’autres jeunes étoiles semblables à HD 283572 afin de déterminer leurs propriétés typiques et la fréquence de leurs éruptions. Selon les chercheurs, la combinaison des données SMA avec des observations à plus grande longueur d’onde permettra également de mieux comprendre la physique de ces éruptions et les processus qui les génèrent.
L’observation de 2026 apporte une preuve convaincante de la façon dont la première génération d’étoiles dans les galaxies naines est morte, enrichissant chimiquement leurs successeurs.
Des scientifiques se sont improvisés «archéologues cosmiques» pour découvrir une étoile de seconde génération rare, appauvrie en fer – véritable fossile de l’évolution chimique de notre Univers. De même que la découverte d’artefacts sur Terre nous permet d’en apprendre davantage sur les générations humaines disparues, cette observation apporte une preuve irréfutable de la disparition de la première génération d’étoiles, qui a enrichi chimiquement leurs successeurs. Les résultats de cette étude ont été publiés le 16 mars 2026 dans la revue Nature Astronomy.
Une étoile de deuxième génération (POP II) a été découverte dans la galaxie naine Pictor II, située à environ 150 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Pic, grâce à la caméra à énergie sombre (DECam) du télescope Victor M. Blanco de 4 mètres. Cette étoile, nommée Pic II-503, contient seulement 1/40 000e du fer présent dans le Soleil, qui est une étoile de troisième génération (POP I). Le fait que Pic II-503 possède la plus faible concentration en fer jamais observée en dehors de la Voie lactée en fait l’une des étoiles les plus anciennes jamais découvertes.
La caméra servant à mesurer l’énergie sombre est installée dans le télescope Victor Blanco, visible ici avec d’autres télescopes de l’observatoire interaméricain de Cerro Tololo, au Chili, appartenant au Fermilab.
Cependant, cette carence n’est pas l’aspect le plus surprenant de Pic II-503. L’équipe a également découvert que cette étoile de type POP II possède un excès massif de carbone : son rapport carbone/fer est plus de 1 500 fois supérieur à celui du Soleil. Cet excès reflète la caractéristique unique, riche en carbone, des étoiles pauvres en fer que l’on trouve dans le halo externe diffus de la Voie lactée.
«Des découvertes comme celles-ci relèvent de l’archéologie cosmique, la découverte de fossiles stellaires rares préservant des traces des premières étoiles de l’univers», a déclaré Chris Davis, directeur de programme du NOIRLab de la National Science Foundation, dans un communiqué.
Les premières étoiles de l’Univers, ou étoiles de population III, sont nées lorsque la composition chimique du cosmos se limitait à l’hydrogène, à l’hélium et à une petite quantité d’éléments plus lourds, que les astronomes appellent collectivement «métaux». Ces étoiles de population III étaient donc principalement composées d’hydrogène, avec une faible quantité d’hélium et de très faibles quantités de métaux. Le carbone et le fer se sont formés au cœur de ces étoiles ; ces matériaux se sont ensuite dispersés dans le milieu interstellaire lors de l’explosion en supernova de ces étoiles à la fin de leur vie.
Les nuages interstellaires de gaz et de poussière enrichis en ces métaux ont fini par se refroidir et s’effondrer, donnant naissance à une seconde génération d’étoiles, encore plus riches en métaux grâce à l’apport d’éléments plus lourds par leurs prédécesseurs. De ce fait, POP II constitue une sorte de capsule temporelle, témoignant d’une étape importante de l’enrichissement chimique de l’Univers.
«Découvrir une étoile qui préserve de façon exceptionnelle les métaux lourds des premières étoiles était à la limite de ce que nous pensions possible, compte tenu de l’extrême rareté de ces objets», a déclaré Anirudh Chiti, chef d’équipe à l’Université de Stanford, dans un communiqué. «En détectant la plus faible abondance de fer jamais enregistrée dans une galaxie naine ultra-faible, Pic II-503 ouvre des perspectives inédites pour l’étude de la formation initiale des éléments dans les systèmes primordiaux.»
Le premier exemple confirmé d’étoile POP II découverte dans une galaxie naine peu lumineuse, Pic II-503, a été identifié comme ayant une métallicité extrêmement faible grâce aux données recueillies par le projet MAGIC (Mapping the Ancient Galaxy in CaHK) sur le télescope DECam. Ce programme d’observation de 54 jours avait pour objectif précis d’identifier les étoiles les plus anciennes et les plus primitives chimiquement de la Voie lactée et de ses galaxies naines compagnes.
Étoiles de la galaxie naine peu lumineuse Pictor II, qui abrite Pic II-503, une étoile de deuxième génération pauvre en fer. CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA. Traitement d’image : Provost TA (Université d’Alaska Anchorage/NSF NOIRLab), M. Zamani et D. de Martin (NSF NOIRLab ).
Chiti et ses collègues ont combiné les données de MAGIC avec les observations du Very Large Telescope (VLT) situé dans le désert d’Atacama, au nord du Chili, et du télescope Magellan Baade pour détecter de faibles concentrations de fer et de calcium dans Pic II-503 – les plus faibles jamais observées en dehors de notre galaxie. Ceci a révélé que Pic II-503 est le premier cas documenté d’enrichissement chimique détecté dans une galaxie naine.
Une explication possible du rapport fer/carbone étonnamment bas observé dans Pic II-503 est que, lors de l’explosion en supernovae des étoiles POP III, ces explosions étaient d’énergie relativement faible. Cela signifierait que, tandis que des éléments plus légers comme le carbone étaient éjectés dans le milieu interstellaire, des éléments plus lourds comme le fer retombaient dans les débris de la supernova.
Le fait que Pic II-503 se trouve dans l’une des plus petites galaxies naines jamais observées, avec une influence gravitationnelle correspondante faible, soutient l’idée que les étoiles POP III meurent dans des supernovae de faible énergie.
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