J’avais partagé ici les éléments fournis par Beatriz Villarroel il y a quelques temps déjà qui développaient une coïncidence assez troublante entre des évènements transitoire et la vague de juillet 52. Voici une traduction de son d’un de ses deux articles fraîchement et officiellement publié par cette brillante scientifique et son équipe sur le journal de publications de la société astronomique du Pacifique (peer review). Certains idiots utiles de l’ufologie nous martèlent qu’il n’y a aucune preuve et que le phénomène est vide. Nous avons ici une démonstration que la science peut s’atteler à démontrer que des faisceaux de preuves existent. Et cela même donner de la consistance à des phénomènes observés il y a près de 70 ans. Bonne lecture les amis !
Résumé
D’anciennes images astronomiques numérisées, prises avant l’ère spatiale humaine, offrent un aperçu rare du ciel avant l’ère des satellites artificiels. Dans cet article, nous présentons les premières recherches optiques d’objets artificiels présentant de fortes réflexions spéculaires près de la Terre. Nous suivons la méthode proposée par Villarroel et al. et utilisons un échantillon de transitoires tiré de Solano et al. Nous utilisons des images du premier Palomar Sky Survey pour rechercher de multiples transitoires (au sein d’une même plaque) qui, en plus d’être ponctuels, sont alignés le long d’une bande étroite. Nous fournissons une liste restreinte des alignements candidats les plus prometteurs, dont un avec une significativité statistique d’environ 3,9 σ . Ces transitoires alignés restent difficiles à expliquer par des phénomènes connus, même si de rares images fantômes optiques produisant des sources ponctuelles ne peuvent être totalement exclues à l’heure actuelle. Nous explorons les possibilités restantes, notamment les réflexions rapides d’objets hautement réfléchissants en orbite géosynchrone ou les émissions de sources artificielles situées très haut au-dessus de l’atmosphère terrestre. Nous constatons également un déficit très significatif (∼22 σ ) de phénomènes transitoires POSS-I dans l’ombre terrestre par rapport à la couverture hémisphérique théorique à 42 164 km d’altitude. Ce déficit est toujours présent, mais avec une signification réduite (∼7,6 σ ) lorsqu’une couverture plus réaliste basée sur des plaques est envisagée. Cette étude doit être considérée comme une première exploration du potentiel des relevés photographiques d’archives pour révéler des phénomènes transitoires, et nous espérons qu’elle motivera des recherches plus systématiques dans les ensembles de données historiques.
1. Introduction
Les relevés numérisés du ciel ont élargi la fenêtre temporelle dans laquelle nous pouvons étudier les changements dans le ciel. Des programmes tels que le Digital Access to a Sky Century at Harvard (DASCH ; Grindlay et al. 2012 ), le Digital Sky Survey 16 (DSS), l’Ukraine Virtual Observatory (JDA UkrVO ; Vavilova et al. 2012 ; Vavilova et al. 2017 ) et Carte du Ciel fournissent des images du ciel couvrant non seulement quelques décennies, mais, dans certains cas, plus de 150 ans.
Bien que les plaques photographiques ne soient plus utilisées pour les relevés astronomiques à grande échelle – remplacées par des CCD nettement plus rapides et plus sensibles –, les images d’archives continuent de remplir d’importantes fonctions scientifiques. Par exemple, elles permettent d’étudier la variabilité à long terme des sources astronomiques sur des échelles de temps de plusieurs décennies, voire d’un siècle, à condition que l’objet soit suffisamment brillant pour être détecté.
Une autre utilisation de ces archives est la recherche d’étoiles disparaissantes et d’autres transitoires. Dans le projet « Vanishing and Appearing Sources during a Century of Observations » (VASCO ; Villarroel et al. 2016 , 2020 ), des images du ciel prises au début des années 1950, avant le premier satellite anthropique, sont comparées à des relevés modernes afin d’identifier d’éventuelles sources disparues. VASCO utilise deux approches complémentaires : d’abord, une procédure automatisée (Solano et al. 2022 ) qui recherche des transitoires dans les données d’images numérisées des premier et deuxième relevés du ciel de Palomar (POSS-I et POSS-II) ; et ensuite, un projet de science citoyenne (Villarroel et al. 2022b ) où des bénévoles classent des objets potentiellement intéressants. Ces efforts sont facilités par l’Observatoire virtuel espagnol 17 et ses outils logiciels. Le programme VASCO a permis de cataloguer plusieurs milliers de phénomènes transitoires inconnus, visibles uniquement dans une seule exposition de plaque (Solano et al. 2022 ; Villarroel et al. 2022b ).
Une découverte intrigante du projet VASCO a été présentée dans Villarroel et al. ( 2021 ) : neuf objets faibles, semblables à des étoiles, qui sont apparus et ont disparu simultanément sur une plaque POSS-I des années 1950. Le transitoire central a été identifié pour la première fois lors de la vérification visuelle de 24 000 candidats avec de petites images découpées de taille fixe, produisant environ 100 étoiles candidates disparaissant, voir le tableau 2 de Villarroel et al. ( 2020 ). Lors d’un suivi ultérieur de ces 100 transitoires, l’image contenant neuf transitoires a été découverte. Les neuf transitoires n’étaient pas visibles sur une autre plaque prise une demi-heure plus tôt, ni sur une troisième plaque six jours plus tard. Toutes les explications astrophysiques connues ont été envisagées mais jugées peu plausibles. La densité de surface de ces transitoires était trop élevée pour être attribuée à un phénomène naturel connu. On ne sait toujours pas si cela est dû à une contamination inconnue de la plaque par des défauts semblables à des étoiles, ou à une véritable observation astronomique. Si c’est le cas, une explication possible pourrait être qu’ils ont été causés par des réflexions solaires sur des objets plats et hautement réfléchissants en orbite géosynchrone (OSG) autour de la Terre. Néanmoins, les neuf transitoires pris isolément sont ambigus, d’autant plus qu’ils sont situés près du bord de la plaque, où les défauts sont connus pour s’accumuler (Hambly & Blair 2024 ) et où l’on trouve également d’autres objets ronds. Pourtant, cette découverte soulève une question provocatrice : certains des objets longtemps considérés comme des défauts de plaque pourraient-ils en réalité représenter des réflexions ou des émissions provenant de sources artificielles ? Et, plus généralement, les plaques pré-Spoutnik peuvent-elles servir de domaine de recherche pour des objets artificiels non humains ?
La découverte de tels objets dans les données pré-Spoutnik constituerait une découverte majeure aux implications profondes pour l’astronomie et l’humanité, notamment la possibilité d’artefacts non terrestres (ATN). Elle a également un impact direct sur l’étude scientifique des phénomènes anormaux non identifiés (PAN), anciennement appelés objets volants non identifiés (« OVNI ») – un sujet qui, après des décennies de stigmatisation, suscite désormais une attention académique sérieuse, comme le souligne la récente revue de Knuth et al. ( 2025 ) dans Progress in Aerospace . Clarifier l’origine de ces événements transitoires présente donc non seulement un intérêt astrophysique, mais aussi une importance potentielle pour l’une des questions les plus énigmatiques et les plus importantes auxquelles la science est confrontée aujourd’hui.
Français Pour ajouter à l’intrigue, Solano et al. ( 2023 ) ont récemment signalé un événement transitoire triple brillant survenu le 19 juillet 1952, trouvé parmi un ensemble d’environ 5 000 transitoires POSS-I de courte durée (Solano et al. 2022 ). Cet ensemble de données hautement organisé, dans lequel des diagnostics basés sur la photométrie et des paramètres morphométriques ont été soigneusement appliqués à l’échantillon pour réduire les faux positifs (par exemple, les défauts de plaque), suggère que le phénomène de transitoires multiples peut être trouvé même lorsque des critères de diagnostic rigoureux sont appliqués. Comme dans le cas précédent avec les neuf transitoires, les objets sont apparus et ont disparu au cours d’une seule exposition de 50 minutes. Leur luminosité ( r ∼ 15–16 mag) rend la contamination moins probable. Il est à noter que cet événement particulier coïncide avec l’une des anomalies aériennes les plus largement documentées dans les archives historiques : la vague d’OVNI de Washington D.C. de juillet 1952, qui s’est déroulée sur deux week-ends consécutifs (les 18 et 19 juillet et les 26 et 27 juillet). Bien qu’il puisse s’agir d’une coïncidence, la proximité temporelle invite à un examen plus approfondi, notamment compte tenu de la rareté des deux phénomènes. Dans une étude distincte, Bruehl et Villarroel ( 2025 ), nous examinons les associations statistiques possibles entre les signalements historiques de PAN et les transitoires VASCO, et trouvons des preuves préliminaires d’une corrélation temporelle au niveau d’environ 3 σ . Bien qu’une telle constatation n’implique pas de causalité, elle soulève la possibilité que certaines observations aériennes anormales enregistrées à l’ère pré-satellite aient pu avoir des équivalents physiques observables en imagerie du ciel profond.
Étant donné la nature inhabituelle et les implications potentielles de ces événements, il est essentiel de tester l’hypothèse selon laquelle certains phénomènes transitoires proviennent d’objets artificiels réfléchissants en orbite terrestre, et que certaines structures ponctuelles, longtemps considérées comme des défauts de plaque, pourraient en fait être des réflexions solaires sur des surfaces artificielles. Des recherches de sondes extraterrestres ont été proposées dès les années 1960 (Bracewell 1960 ), mais à ce jour, seules quelques recherches d’ATN ont été tentées ou proposées (Freitas & Valdes 1980 ; Valdes & Freitas 1983 ; Freitas & Valdes 1985 ; Haqq-Misra & Kopparapu 2012 ).
Dans un précédent livre blanc, Villarroel et al. ( 2022a ) ont proposé une méthodologie pour rechercher les réflexions solaires sur des objets artificiels en GSO à l’aide de plaques photographiques datant d’avant l’ère des satellites (avant 1957). Une signature clé est la présence de plusieurs transitoires ponctuels alignés le long d’une ligne au cours d’une même exposition. Un cadre statistique a également été développé pour évaluer la signification de ces alignements.
Dans cet article, nous réalisons ce test. Nous appliquons la méthodologie et le cadre statistique publiés à un échantillon publié de transitoires POSS-I de Solano et al. ( 2022 ).
Nous identifions plusieurs candidats prometteurs et les examinons en détail dans la section 5. En supposant que les événements soient réels, nous utilisons les transitoires alignés pour déduire la géométrie et la densité surfacique possibles des objets réfléchissants proches de l’OSG. Nous effectuons également un test statistique pour évaluer si la lumière solaire est nécessaire à la production de ces transitoires, en fonction de leur taux de détection dans l’ombre terrestre. Enfin, nous discutons des perspectives de détection d’objets similaires dans les relevés numériques modernes du ciel.
2. Défaut de plaque ou technosignature ?
L’un des principaux défis de nos travaux réside dans la contamination des plaques photographiques par des artefacts susceptibles d’imiter des sources astronomiques. Les événements transitoires apparents dans ces plaques présentent souvent un cas de dégénérescence, où de véritables signaux astrophysiques et des défauts banals peuvent apparaître étonnamment similaires. Certains défauts de plaques sont connus pour ressembler à des profils stellaires (Greiner et al. 1990 ), et les distinguer des observations authentiques reste une tâche complexe, même en comparant la largeur à mi-hauteur (FWHM). De plus, les défauts peuvent se regrouper près des bords des plaques, et le vignettage ou un développement irrégulier peuvent encore compliquer l’interprétation. Néanmoins, l’inspection visuelle et l’analyse photométrique des profils restent des outils indispensables à cette première phase d’exploration.
Des diagnostics rigoureux avec des mesures quantitatives sont essentiels à toute recherche de phénomènes transitoires authentiques dans les plaques photographiques, car des critères trop permissifs admettent inévitablement un bruit important. C’est pourquoi nous utiliserons des échantillons de phénomènes transitoires soigneusement sélectionnés dans Solano et al. ( 2022 ), qui comptent en moyenne 167 phénomènes transitoires par plaque et ont été appariés à plusieurs relevés modernes afin d’éliminer les étoiles variables, les astéroïdes et les comètes.
Il est scientifiquement intenable de supposer que tous les candidats sont soit des transitoires authentiques, soit tous des défauts. Une hypothèse de travail raisonnable est que les deux populations sont présentes dans une proportion inconnue. De ce point de vue, même une seule détection authentique parmi de nombreux contaminants validerait les efforts et justifierait la poursuite des recherches.
Cette dégénérescence est inhérente à toute tentative d’identification des NTA dans les documents d’archives. Deux exemples principaux illustrent ce problème :
- 1. FWHM plus étroites et profils plus ronds. Hambly et Blair ( 2024 ) interprètent des profils légèrement plus concentrés et ronds comme des signes de détections parasites et en donnent un exemple avec Villarroel et al. ( 2021 ). Cependant, le seeing atmosphérique et les événements optiques de courte durée (inférieure à quelques secondes) devraient également produire des FWHM plus étroites que les étoiles exposées longtemps (Tokovinin 2002 ; Villarroel et al. 2025a ). Ainsi, la netteté du profil à elle seule ne peut pas faire de distinction concluante entre un artefact et une origine astrophysique. Nous notons, au passage, que Hambly et Blair ( 2024 ) n’ont pas tenté d’appliquer leur analyse au triple transitoire rapporté par Solano et al. ( 2023 ), ce qui aurait pu fournir un test plus rigoureux de leurs conclusions.
- 2. Distributions spatiales. Une forte densité numérique de caractéristiques de type transitoire dans une région pourrait être prise pour une preuve de mauvaise qualité de plaque. Mais la densité numérique de transitoires sur une plaque n’est pas diagnostique. Si les NTA existent en essaims coordonnés, ces essaims pourraient s’étendre sur des dizaines de degrés carrés, couvrant facilement des plaques entières, tandis qu’une grille de NTA pourrait couvrir l’ensemble du ciel. 18 Dans les cas ambigus et incertains, comme la plaque analysée par Villarroel et al. ( 2021 ), des transitoires ou des artefacts supplémentaires peuvent entourer les neuf candidats (voir les informations supplémentaires de l’article mentionné). Leur présence illustre le problème de dégénérescence : des événements authentiques peuvent coexister sur la même plaque avec de nombreux défauts de type stellaire, ce qui rend essentielle l’application de diagnostics indépendants tels que les statistiques d’alignement et les tests d’ombre de la Terre.
En raison de l’ambiguïté de ces premiers cas, nous avons préconisé des recherches plus ciblées dans Villarroel et al. ( 2022a ), en mettant l’accent en particulier sur les transitoires multiples alignés le long d’une ligne, où l’analyse statistique peut tester de manière décisive si de telles configurations se produisent par hasard.
De plus, les corrélations temporelles entre les transitoires des années 1950 et les événements OVNI de Washington en 1952 ainsi que les 124 essais nucléaires américains, soviétiques et britanniques méritent une attention particulière. Même si les événements individuels restent incertains, Bruehl et Villarroel ( 2025 ) montrent des corrélations statistiquement significatives entre des sous-ensembles de l’échantillon transitoire de Solano et al. ( 2022 ) et l’activité nucléaire historique et les anomalies aériennes. Ceci à lui seul contredit l’idée que l’échantillon entier est constitué de défauts de plaque.
Enfin, l’un des tests les plus révélateurs concerne l’ombre de la Terre. Aussi asymétrique ou irrégulière que soit la distribution des défauts de plaque, ils n’ont aucune raison plausible d’échapper à l’ombre de la Terre. En revanche, les phénomènes transitoires associés aux réflexions solaires le feraient. Ce test d’ombre fournit un levier empirique crucial pour distinguer les réflexions physiques des défauts aléatoires, et demeure un élément essentiel de tout cadre de validation futur.
Dans cet article, nous nous appuyons sur des tests d’hypothèses sur de grands échantillons – évaluant les corrélations statistiques, les alignements spatiaux et la sensibilité à l’ombre de la Terre – offrant un cadre robuste qui reste valide même en présence d’une contamination stellaire importante. À l’avenir, nous souhaitons utiliser des méthodes basées sur l’IA pour filtrer les phénomènes transitoires ressemblant à des défauts de plaque ou se produisant dans des régions problématiques des plaques, et pour établir une limite supérieure à la fraction d’objets pouvant représenter des NTA. Pour l’instant, nous utiliserons les méthodes les plus simples pour rechercher des candidats présentant des signes de réflexion solaire.
3. Prédictions et attentes
Les phénomènes transitoires naturels se produisent à une fréquence bien inférieure de plusieurs ordres de grandeur à celle des reflets émis par des objets artificiels. Il est même extrêmement improbable de détecter deux phénomènes transitoires naturels à quelques minutes d’arc d’intervalle lors d’une exposition d’une heure. 19
En revanche, les scintillements causés par les réflexions solaires sur des surfaces planes et hautement réfléchissantes à haute altitude, comme les GSO, pourraient produire de multiples transitoires ponctuels simultanés au cours d’une même image à longue exposition. Si les scintillements proviennent du même objet, ils peuvent apparaître alignés le long d’une bande étroite ou d’une ligne droite. Dans des géométries simples, les scintillements pourraient être équidistants et de luminosité similaire. Cependant, des structures de surface plus complexes peuvent entraîner un espacement irrégulier et un flux variable (par exemple, Nir et al. 2021 ; Villarroel et al. 2022a ). Des objets volant en formation ou en essaims coordonnés pourraient également être observés le long de motifs géométriques.
Français De multiples transitoires dans une seule image sont fréquemment détectés dans les relevés automatisés modernes. Presque tous les transitoires d’une durée inférieure à 0,5 s sont causés par ce phénomène, souvent provenant de satellites ou de débris spatiaux (par exemple, Corbett et al. 2020 ; Nir et al. 2021 ). Ces événements ont généralement des magnitudes apparentes de r ∼ 9–11. Le taux de ces scintillements artificiels peut atteindre ∼ 1800 événements h −1 ciel −1 près de l’équateur (Corbett et al. 2020 ), ce qui éclipserait tout phénomène comparable dans les relevés modernes à moins d’être spécifiquement ciblé. Les plaques rouges POSS-I, atteignant r ∼ 20 mag avec des expositions d’environ 50 minutes, sont toujours capables de détecter des scintillements aussi courts que 0,5 s, bien que le flux soit dilué d’environ 9 mag.
En revanche, les défauts de plaque sont censés avoir une forme et une distribution aléatoires. La probabilité que plusieurs défauts simulent simultanément des sources ponctuelles de type étoile et s’alignent le long d’une bande étroite est faible. La méthode proposée par Villarroel et al. ( 2022a ) identifie les « transitoires simultanés » qui apparaissent sur la même plaque photographique à longue exposition et sont en outre alignés avec une tolérance étroite. Ce critère d’alignement permet de distinguer les signaux potentiellement artificiels des sources célestes ou instrumentales aléatoires.
Par exemple, une image avec neuf transitoires à l’intérieur d’une boîte de 10 × 10 arcmin 2 peut présenter un alignement à 4 ou 5 points, avec une signification statistique comprise entre 2,5 σ et 3,9 σ selon la géométrie. Pour les probabilités exactes, nous renvoyons le lecteur à la section 5 de Villarroel et al. ( 2022a ), qui utilise le cadre statistique développé par Edmunds ( 1981 ), Edmunds & George ( 1985 ). Même les alignements à 3 points peuvent être envisagés lorsque le nombre total de transitoires dans une région est faible. Les alignements ayant la plus faible probabilité de se produire par hasard doivent être prioritaires pour un examen plus approfondi, mais ne doivent pas être interprétés comme une preuve concluante de réflexions géosynchrones.
Prises ensemble, ces considérations montrent que l’apparition de transitoires alignés et simultanés sur des plaques photographiques est une excellente signature candidate d’objets orbitaux réfléchissants, en particulier en l’absence d’explications naturelles ou instrumentales.
Bien que les alignements de multiples transitoires fournissent une signature statistiquement robuste, il est important de noter que la plupart des scintillements causés par les réflexions solaires sont censés apparaître comme des transitoires uniques et isolés sur une plaque photographique. Cela découle naturellement de la géométrie de la réflexion spéculaire, où un scintillement n’est visible que lorsque l’orientation d’un objet en rotation s’aligne brièvement avec l’observateur et le Soleil. En supposant une grande population de tels objets en orbite géosynchrone ou supérieure, la majorité des événements ne se répéteront pas et n’apparaîtront que sur une seule plaque. Ces flashs ponctuels peuvent néanmoins présenter des formes PSF parfaites et sont généralement absents dans l’ombre de la Terre, ce qui les distingue davantage des phénomènes naturels et instrumentaux. Bien que les transitoires individuels aient moins de poids statistique, la fréquence et le comportement globaux de ces événements peuvent néanmoins être utilisés pour identifier une origine non naturelle. Comme le montrent Villarroel et al. ( 2022a ), les modèles statistiques intégrant à la fois des transitoires alignés et non alignés offrent des pistes complémentaires pour détecter des technosignatures dans les données historiques.
4. Méthodes et sélection
Notre analyse s’appuie sur le catalogue de 298 165 transitoires de courte durée présenté par Solano et al. ( 2022 ), détectés sur des plaques POSS-I rouges avec des temps d’exposition typiques de 45 à 50 minutes. Ces transitoires ont été identifiés grâce à un pipeline automatisé développé dans le cadre du projet VASCO. Pour plus de détails sur la méthodologie de détection, les caractéristiques des données et les étapes de vérification, nous renvoyons le lecteur à Solano et al. ( 2022 ).
À partir de cet ensemble de données, nous recherchons des regroupements spatiaux de phénomènes transitoires dans des boîtes carrées de tailles variables, allant généralement de quelques minutes d’arc à 20-30 pieds de côté (voir les tailles typiques dans le tableau 2 ). Pour chaque groupe, nous évaluons si les positions des phénomènes transitoires se situent sur une ligne droite (ou plus précisément sur une bande étroite), compte tenu des incertitudes astrométriques.
Nous quantifions le degré d’alignement à l’aide du coefficient de corrélation de Pearson α entre l’ascension droite et la déclinaison. Nous ne retenons que les alignements candidats pour lesquels ∣ α ∣ > 0,99. Nous notons que la corrélation est calculée sans correction de l’ascension droite. Compte tenu des faibles séparations angulaires impliquées, cela a un effet négligeable sur le classement des alignements candidats.
Le tableau 1 résume le nombre de groupes alignés trouvés avec respectivement r ≥ 3, r ≥ 4, r ≥ 5 et r ≥ 6 transitoires. La taille des champs de recherche étant variable, le nombre de transitoires par groupe n’est pas directement comparable d’un cas à l’autre.
Tableau 1. Candidats
| Région | r ≥ 3 | r ≥ 4 | r ≥ 5 | r ≥ 6 |
|---|---|---|---|---|
| 0 < RA < 100, 0 < décl. < 90 | 22 | 5 | ⋯ | ⋯ |
| 100 < RA < 200, 0 < décl. < 90 | 18 | 7 | ⋯ | ⋯ |
| 200 < RA < 300, 0 < décl. < 90 | 32 | 6 | 1 | ⋯ |
| 300 < RA < 360, 0 < décl. < 90 | 11 | 2 | 1 | ⋯ |
| Total | 83 | 20 | 2 | 0 |
Remarque : Nombre total de candidats transitoires alignés identifiés dans chaque région du ciel. r est le nombre de points alignés. Notez que r ≥ 4 et r ≥ 5 sont des sous-ensembles de r ≥ 3. L’angle d’inclinaison et la décl. sont en degrés.
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Les 83 candidats sont présentés en annexe. L’inspection visuelle révèle que les duolets et les triplets sont relativement fréquents. Cependant, plutôt que d’évaluer chaque alignement avec N ≥ 3, nous nous concentrons sur les candidats les plus fiables présentant au moins quatre transitoires alignés.
De nombreuses plaques POSS-I ont été scannées à la fois par DSS et par le SuperCOSMOS Sky Survey (Hambly et al., 2001 ). Les images SuperCOSMOS offrant généralement une résolution spatiale supérieure, nous avons utilisé les deux sources pour vérifier chaque alignement. Nous avons téléchargé les images FITS de tous les candidats dont N ≥ 4, en sélectionnant les zones d’image englobant l’alignement complet.
Dans plusieurs cas, les transitoires initialement apparaissant comme des sources ponctuelles dans le DSS se sont révélés, grâce aux images SuperCOSMOS, être soit des artefacts de numérisation, soit des défauts ronds probablement causés par des défauts d’émulsion. Les transitoires absents du scan haute résolution ont été exclus de l’étude ultérieure. Nous n’avons donc retenu que les candidats qui :
- 1. Afficher au moins quatre transitoires en forme d’étoile dans une disposition à peu près linéaire sur le scan DSS ;
- 2. Sont confirmés par le scan SuperCOSMOS correspondant. Les scans DSS et SuperCOSMOS sont des numérisations indépendantes de la même plaque photographique, obtenues à l’aide de scanners, d’optiques et de procédures de numérisation différents. Cela signifie que tout objet visible sur les deux scans est presque certainement une caractéristique réelle présente sur l’émulsion de la plaque. En revanche, un objet visible sur un seul scan est très probablement un artefact de numérisation dû à de la poussière sur la vitre du scanner, au bruit de numérisation ou à des effets de compression, et non à un véritable défaut de la plaque. Nous considérons donc la concordance entre les deux scans comme un indicateur fort d’authenticité. De plus, nous notons que certains objets initialement ponctuels sur les images DSS peuvent présenter de subtiles asymétries ou s’écarter d’une PSF stellaire sur les images SuperCOSMOS à plus haute résolution, ce qui nous conduit à les rejeter. Cette procédure permet de garantir que les candidats restants ne sont pas des artefacts parasites introduits lors de la numérisation.
À partir de cet ensemble raffiné, nous identifions cinq des candidats les plus prometteurs de l’hémisphère nord, répertoriés dans le tableau 2 .
Tableau 2. Liste restreinte des candidats
| Liste restreinte des candidats | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Candidat | Année | RA Décl. | RA Décl. | r | N | UN | μ r | ||
| (sexag., J2000) | (degré, J2000) | (arcmin 2 ) | (arcsec) | (arcmin) | |||||
| 1 | 1954 | 02:29:33.71 +28:31:56.98 | 37.3904454 28.5324936 | 3 | 4 | 10 × 10 | 1.0 | 5.8 | 0,044 |
| 2 | 1955 | 03:05:42.48 +07:58:29.60 | 46.4269814 7.9748892 | 3 | 5 | 10 × 10 | 1.0 | 3.6 | 0,010 |
| 3 | 1954 | 03:08:27.13 +34:40:46.01 | 47.1130236 34.6794470 | 3 | 5 | 15 × 15–16 | 2.0 | 9,9 | 0,194 |
| ” | ” | ”” | ” | 5* | 5 | ” | 15.0 | ” | 0,002 |
| 4 | 1954 | 21:24:39.71 +68:31:30.04 | 321.1654740 68.5250111 | 3 | 6 | 12 × 12 | 1.0 | 5.15 | 0,049 |
| ” | ⋯ | ” | ” | 4* | 6 | ” | 5.0 | ” | 0,003 |
| 5 | 1952 | 19:16:45.76 +51:28:52.40 | 289.1906854 51.4812217 | 3 | 5 | 10 × 10 | 1.0 | 4.0 | 0,028 |
| ” | ⋯ | ” | ” | 5* | 5 | 10 × 10 | 10.0 | 4.0 | 0,0001 |
Remarque : Nous présentons les candidats les plus intéressants, issus de l’inspection visuelle. Dans certains cas, il existe différentes possibilités d’ alignements de r points, par exemple r = 3 ou r = 4, et ces deux possibilités sont indiquées par un astérisque (*). La coordonnée de position donnée correspond au transitoire marqué d’une croix (+) sur chaque figure.
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Il existe deux manières principales d’améliorer la procédure de recherche :
- 1. Zone de recherche. Les objets en GSO se déplacent à environ 10″ s −1 , soit environ 10° pendant une exposition de 50 minutes. Notre taille de boîte actuelle (jusqu’à 30′) est prudente et peut ignorer des alignements plus longs.
- 2. Seuil de corrélation. Le critère ∣ α ∣ > 0,99 est inutilement strict et exclut les alignements légèrement courbés ou non idéaux.
Cependant, assouplir l’un ou l’autre paramètre augmenterait considérablement le nombre de candidats – potentiellement des dizaines de milliers –, ce qui nécessiterait un important processus de sélection manuelle. Pour y remédier, nous développons une extension de la plateforme de science citoyenne VASCO (Villarroel et al. 2022b ) adaptée à cette tâche.
5. La liste restreinte
La liste restreinte du tableau 2 présente les candidats. Chaque candidat est présenté dans les figures 1 à 5. Nous ne présentons ici que les transitoires pour faciliter la lecture. Les figures 6 à 10 présentent les mêmes images, mais avec les alignements réels. Les alignements diffèrent en largeur ; par conséquent, une double ligne pointillée apparaît dans certains cas particuliers où la largeur de la bande est supérieure à 2,5 cm.Zoom avantZoom arrière
Figure 1. Candidat 1. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite) (inversées). Les transitoires sont indiqués par des cercles bleus. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Les cercles roses indiquent les défauts. La ligne grise traversant le champ POSS-I est également un défaut de scan. Quatre transitoires sont visibles sur l’image POSS-I, dont trois suivent une ligne droite. La taille de la boîte est de 10 × 10 arcmin² . Voir la figure 6 pour une version avec des lignes tracées illustrant l’alignement possible.
Figure 2. Candidat 2. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite) (inversées). Les transitoires sont indiqués par des cercles bleus. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Quatre transitoires sont visibles sur l’image POSS-I, dont trois suivent une ligne droite. Voir la figure 7 pour une version avec des lignes tracées illustrant l’alignement possible. La taille de la boîte est de 10 × 10 arcmin² .
Figure 3. Candidat 3. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite) (inversées). Les transitoires sont indiqués par des cercles bleus. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+) et sa forme peut être légèrement douteuse. Les cercles roses indiquent les défauts, qu’il s’agisse de défauts de plaque ou de défauts de balayage. Voir la figure 8 pour une version avec des lignes tracées illustrant l’alignement possible. La taille de la boîte est d’environ 15 × 15 arcmin² .
Figure 4. Candidat 4. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite) (inversées). Les transitoires sont indiqués par des cercles bleus. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Voir la figure 9 pour une version avec des lignes tracées illustrant l’alignement possible. La taille de la boîte est de 12 × 12 arcmin² .
Figure 5. Candidat 5. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite) (inversées). Les transitoires sont indiqués par des cercles bleus. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Voir la figure 10 pour une version avec des lignes tracées illustrant l’alignement possible. La taille de la boîte est de 10 × 10 arcmin² .
Dans certains cas, par exemple les objets marqués d’une croix dans les candidats 3 et 5, l’inspection des images ne permet pas de déterminer avec certitude si chaque transitoire est une source ponctuelle. De légères asymétries dans les profils lumineux sont présentes dans quelques cas, se manifestant par de légers allongements (par exemple, dus à un mouvement) ou des irrégularités de forme qualitatives. 20 Par conséquent, l’alignement est peut-être dû à une combinaison de transitoires et de défauts de plaque, ou à des objets célestes au sein de notre atmosphère. Le lecteur peut consulter les images haute résolution de SuperCosmos. 21 Nous améliorons l’astrométrie des images grâce à la procédure Terapix SWarp . Nous mesurons les coordonnées améliorées et la FWHM pour chaque transitoire ; voir le tableau 3. Les dates proviennent du serveur de plaques STScI DSS.
Tableau 3. Mesures
| Candidats 1 à 5 | |||||
|---|---|---|---|---|---|
| Objet | RA | Décl. | FWHM | FWHM | R |
| (sexag., J2000) | (pixel) | (arcsec) | |||
| objet1 | 2:29:37.57 | +28:36:31.58 | 4.0 | 2.7 | 18,9 |
| objet2* | 2:29:21.38 | +28:36:57.89 | 7.2 | 4.8 | 16,6 |
| objet3* | 2:29:21.76 | +28:36:49.09 | 7.6 | 5.1 | 17.0 |
| objet4†* | 2:29:33.80 | +28:31:56.83 | 4.1 | 2.7 | 18.3 |
| Date d’observation = 1954-10-04 | |||||
| Objet | RA | Décl. (sexag., J2000) | FWHM (pixels) | FWHM (seconde d’arc) | R |
| objet1 | 3:05:52.34 | +8:00:16.97 | 3.8 | 2,5 | 19.2 |
| objet2†* | 3:05:42.46 | +7:58:30.22 | 10.0 | 5.7 | 15.2 |
| objet3* | 3:05:42.81 | +7:58:20.56 | 5.9 | 4.0 | 17,9 |
| objet4* | 3:05:50.24 | +7:55:33.86 | 4.4 | 2.9 | 18.3 |
| Date d’observation = 1955-01-14 | |||||
| Objet | RA | Décl. (sexag., J2000) | FWHM (pixels) | FWHM (seconde d’arc) | R |
| objet1* | 3:08:29.90 | +34:31:25.73 | 6.2 | 4.2 | 17.1 |
| objet2* | 3:08:30.72 | +34:31:27.44 | 5.2 | 3,5 | 18.1 |
| objet3†* | 3:08:27.42 | +34:40:46.00 | 9,9 | 6.6 | 15.4 |
| objet4* | 3:08:27.05 | +34:41:13.49 | 8.1 | 5.4 | 16.1 |
| objet5* | 3:08:26.56 | +34:41:07.89 | 6.0 | 4.0 | 17.1 |
| Date d’observation = 1954-12-21 | |||||
| Objet | RA | Décl. (sexag., J2000) | FWHM (pixels) | FWHM (seconde d’arc) | R |
| objet1 | 21:24:45.51 | +68:34:00.29 | 4.4 | 2.9 | N / A |
| objet2 | 21:24:44.59 | +68:34:01.20 | 4.6 | 3.1 | 16,6 |
| objet3* | 21:24:47.62 | +68:31:58.92 | 4.4 | 2.9 | 17,9 |
| objet4†* | 21:24:39.72 | +68:31:31.22 | 8,9 | 6.0 | 15.2 |
| objet5* | 21:24:38.18 | +68:31:27.97 | 5.0 | 3.4 | 17.2 |
| objet6* | 21:24:03.94 | +68:29:14.36 | 4.6 | 3.1 | 17,8 |
| Date d’observation = 1954-08-05 | |||||
| Objet | RA | Décl. (sexag., J2000) | FWHM (pixels) | FWHM (seconde d’arc) | R |
| objet1* | 19:16:51.46 | +51:30:24.51 | 11.0 | 7.4 | 13.2 |
| objet2* | 19:16:50.64 | +51:30:20.86 | 12.0 | 8.0 | 12,7 |
| objet3†* | 19:16:45.73 | +51:28:52.04 | 7.2 | 4.8 | 16.0 |
| objet4* | 19:16:40.13 | +51:27:12.85 | 5.0 | 3.4 | 16.3 |
| objet5* | 19:16:40.27 | +51:27:06.29 | 5.5 | 3.7 | 16.0 |
| Date d’observation = 1952-07-27 | |||||
Remarque. Nous listons les mesures astrométriques améliorées pour les objets à l’intérieur des cercles verts dans les figures 1 à 5. Les objets qui sont placés à l’intérieur d’un alignement sont marqués d’un astérisque ∗. Les objets centraux présentés dans le tableau 2 sont marqués d’un poignard (†). Nous montrons la FWHM en pixels et en arcsec, basée sur des images SuperCosmos POSS-I. La résolution SuperCosmos est de 0,67 pixel −1 . L’objet a une astrométrie améliorée à l’aide de la procédure de swarp Terapix, en utilisant des calculs de point zéro avec SDSS comme champ de référence. Les magnitudes r sont obtenues via la procédure photométrique décrite par B. Villarroel et al. (2025 en préparation) pour les plaques rouges POSS-I numérisées par DSS, en s’appuyant sur les méthodes d’Andruk et al. ( 1995 , 2017 , 2019 ). Lorsqu’un objet est trop faible ou que deux objets sont trop proches l’un de l’autre, le code photométrique (qui mesure les magnitudes R Johnson) ne les détecte pas, ce qui signifie que nous ne disposons d’aucune information photométrique. Dans ces cas, nous marquons les magnitudes comme non disponibles (NA).
Dans certains cas, il est possible de dériver plusieurs variantes de l’alignement, par exemple avec un alignement à 3 ou 4 points. Dans ce cas, nous présentons les deux options séparément dans les figures 6 à 10. Pour les cas de la liste restreinte, nous estimons la probabilité d’un alignement aléatoire ; voir la section 6 .
Figure 6. Candidat 1. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite). Les transitoires sont indiqués par des cercles verts. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Une ligne blanche en pointillés indique l’alignement. Les cercles jaunes indiquent les défauts. La ligne blanche traversant le champ POSS-I est également un défaut de scan. Nous observons quatre transitoires sur les images POSS-I, dont trois suivent une ligne droite.
Figure 7. Candidat 2. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite). Les transitoires sont indiqués par des cercles verts. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Une ligne blanche en pointillés indique l’alignement. Les cercles jaunes indiquent les défauts. La ligne blanche traversant le champ POSS-I est également un défaut de scan. Nous observons quatre transitoires sur les images POSS-I, dont trois suivent une ligne droite.
Figure 8. Candidat 3. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite). La ligne supérieure présente un alignement à 3 points, compris entre 1 et 2 pouces. La ligne inférieure présente un alignement à 5 points, compris entre 1 et 2 pouces. Les transitoires sont indiqués par des cercles verts. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+) et sa forme peut être légèrement douteuse. Les lignes pointillées indiquent l’alignement (la double ligne blanche, ci-dessous, représente l’alignement plus épais). Les cercles jaunes indiquent les défauts, qu’il s’agisse de défauts de plaque ou de défauts de numérisation.
Figure 9. Candidat 4. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite). La ligne supérieure montre un alignement à 3 points à 1″ près. La ligne inférieure montre un alignement à 4 points à 5″ près. Les transitoires sont indiqués par des cercles verts. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Les lignes pointillées indiquent l’alignement (la double ligne blanche pour l’alignement plus épais ci-dessous).
Figure 10. Candidat 5. Nous présentons le candidat dans les scans SuperCosmos des images POSS-I rouge (à gauche) et POSS-II rouge (à droite). La ligne supérieure montre un alignement de 3 points à 1″ près. La ligne inférieure montre un alignement de 5 points à 10″ près. Les transitoires sont indiqués par des cercles verts. Le candidat dont les coordonnées sont mesurées est marqué d’une croix (+). Les lignes pointillées indiquent l’alignement (la double ligne blanche pour l’alignement plus épais ci-dessous).
6. Statistiques
La section ci-dessous propose une brève récapitulation du cadre statistique développé dans la section 5 de Villarroel et al. ( 2022a ), où les lecteurs intéressés peuvent explorer les détails de ce cadre. Elle s’appuie sur Edmunds ( 1981 ) et Edmunds & George ( 1985 ), qui ont critiqué les alignements de quasars de Halton Arp. La critique courante était qu’avec une forte densité d’objets, des alignements apparaîtront inévitablement. Ces articles ont développé un cadre statistique pour étudier la probabilité réelle des alignements aléatoires.
Pour chaque cas intéressant, nous considérons le nombre total N d’objets transitoires présents dans le champ de l’image, c’est-à-dire la zone A de l’image, et recherchons r objets alignés dans une bande de largeur et de longueur . Ces alignements seront appelés alignements à r points.
Comme la zone A est différente pour chaque cas, nous ne pouvons estimer que le nombre attendu d’ alignements de r points μ r dans un corps donné A . Comme suggéré dans Villarroel et al. ( 2022a ), nous utilisons la formule généralisée d’Edmunds & George ( 1985 ),
Où Γ est la fonction gamma, n = N / A , et toutes les autres quantités sont telles que définies précédemment, les longueurs étant données en arcmin et, par conséquent, l’aire A étant en arcmin² . Comme dans Villarroel et al. ( 2022a ), nous utilisons, pour des raisons pratiques, un cas limite de cette généralisation.
ce qui est une bonne approximation et simplifie considérablement les calculs. Pour la présente étude, les équations ( 1 ) et ( 2 ) devraient donner des résultats très similaires, car pour tous les cas considérés.
Nous appliquons l’équation ( 2 ) pour calculer le nombre attendu d’ alignements à r points μ r pour chaque cas. Toutes les mesures sont présentées dans le tableau 2. La liste restreinte comprend les alignements à 3 et 4 points. Chaque cas candidat n’ayant qu’un seul alignement, la probabilité est donnée par l’espérance mathématique, . Nous constatons que plusieurs de ces cas sont statistiquement improbables (3 σ –4 σ ) dans une seule image.
L’estimation de probabilité est également très sensible au nombre total de transitoires ( N ) présents. Ce nombre dépend fortement de l’inspection visuelle réalisée en clignant des yeux sur les images POSS-I et POSS-II dans SAOImage DS9, en tenant compte des différences de profondeur. Tout transitoire manqué modifiera la valeur de N , et donc la probabilité estimée.
Cependant, pour estimer précisément la probabilité totale de chaque événement lors de nos recherches, deux autres facteurs influencent cette probabilité. Le premier est la probabilité d’obtenir un défaut de plaque parfaitement identique à 1, 2, … ou stellaire dans la même zone d’une image. Étant donné la rareté de rencontrer un défaut de plaque stellaire, et encore moins avec une FWHM correspondante comme les étoiles normales de même magnitude présentes dans le champ, il peut être encore plus rare de rencontrer 2, 3 ou 4 défauts de plaque présentant tous les mêmes caractéristiques coïncidentes, ce qui réduit considérablement la probabilité totale de l’événement. Le deuxième facteur est le nombre total de transitoires multiples dans notre ensemble de données : si le nombre de défauts de plaque stellaires à l’origine de « transitoires multiples » est suffisamment élevé, certains d’entre eux s’aligneront. Avec un ensemble de données infini, tous les types de constellations seront trouvés. Ce facteur, contrairement au premier, augmentera la probabilité totale de survenue d’un événement.
Malheureusement, nous ne disposons d’aucune compréhension ni d’aucun moyen d’estimer l’un ou l’autre de ces deux facteurs. Il est donc plus facile d’examiner l’effet du choix de sur les estimations de probabilité pour des images individuelles. Le choix de dépend de la question scientifique étudiée : souhaitons-nous savoir si les objets sont véritablement alignés ou s’ils sont simplement non aléatoires ? Démontrer le caractère non aléatoire suffit à justifier l’authenticité des points, mais ne suffit pas nécessairement à affirmer qu’ils sont véritablement alignés, comme dans le cas des reflets de l’OSG. Nous utilisons le tableau 3 pour adopter d’autres valeurs de , en le fixant à la largeur à mi-hauteur de la plus petite étoile d’un alignement (par exemple, pour le candidat 1, largeur à mi-hauteur = 2 7). Ce faisant, nous constatons que tous les alignements à 3 points sont des événements non intéressants avec p > 0,05 (moins significatif que 2 σ ), à l’exception du cas limite du candidat 2. Cela montre que pour les données POSS-I où le seeing en général est plutôt important, les alignements à 3 points de transitoires simultanés ne fournissent pas de preuve significative contre le caractère aléatoire. Les cas intéressants sont les cas à 4 et 5 points, à savoir les candidats 3, 4 et 5. Pourtant, on pourrait argumenter que sans inspection au microscope, on ne peut toujours pas exclure les défauts de plaque.
Cependant, ce qui rend ces événements encore plus intéressants est que le candidat 5 se produit à la même date que l’une des observations massives d’OVNI les plus célèbres de l’histoire, à savoir la vague d’OVNI de 1952 à Washington (Villarroel 2024 ). Il pourrait s’agir d’une coïncidence. Nous notons également que le candidat 1 survient le jour même du pic de la vague d’OVNI de 1954. Nous en discuterons plus en détail à la section 10. Ces deux coïncidences supplémentaires incitent à examiner de plus près l’hypothèse du défaut de plaque, notamment à la lumière des facteurs statistiques et contextuels combinés présentés dans cette étude.
7. Évaluation des explications conventionnelles
Le principal défi de ce travail réside dans la détermination de l’authenticité des observations transitoires. Une analyse antérieure de l’événement transitoire multiple par Villarroel et al. ( 2021 ) a exclu toutes les origines astrophysiques connues, ainsi que la plupart des causes instrumentales. Il reste la possibilité d’une contamination inconnue des plaques ou de défauts d’émulsion qui, par coïncidence, ressemblent à des formes stellaires, malgré leurs variations de luminosité. Alors que l’effet de lentille gravitationnelle dû à un transitoire de courte durée passant derrière un trou noir supermassif non détecté (SMBH) a été proposé par Solano et al. ( 2023 ), un tel modèle nécessiterait une population incroyablement importante de SMBH non détectés dans la Voie lactée pour expliquer l’ensemble plus large d’événements découverts par VASCO. Le phénomène reste non résolu, rendu encore plus intriguant par la découverte que plusieurs événements sont alignés le long d’une bande étroite.
Français Une préoccupation potentielle concerne les fantômes optiques. Les fantômes présentent généralement des morphologies étendues ou groupées et ne correspondent pas aux fonctions d’étalement ponctuel stellaire (PSF). En revanche, les transitoires identifiés dans Villarroel et al. ( 2021 ) et la présente étude ont été présélectionnés en fonction de leurs propriétés de type PSF (Solano et al. 2022 ), ce qui rend le fantôme classique une explication peu probable. Alors que la plupart des fantômes optiques sur les plaques POSS-I apparaissent étendus ou irréguliers, on peut se demander si des motifs de fantômes plus inhabituels, tels que des réflexions ponctuelles, pourraient en principe se produire. Des relevés modernes basés sur CCD utilisant le même télescope (par exemple, ZTF, PTF) ont documenté des motifs fantômes rares qui, dans des conditions optiques spécifiques, peuvent imiter des sources ponctuelles à des séparations angulaires significatives de leurs étoiles mères (Waszczak et al. 2017 ; Irureta-Goyena et al. 2025 ). Un effort de modélisation optique dédié serait nécessaire pour évaluer pleinement de tels scénarios hypothétiques, en tenant compte des différentes zones de détection (CCD et tailles de champ des plaques photographiques) et des échelles de pixels. Cependant, une telle analyse dépasse le cadre de la présente étude. Nous comparons plutôt deux images du même champ prises avec la même configuration, à seulement 30 minutes d’intervalle : les plaques rouge et bleue pour les cinq candidats. Ce phénomène est similaire au cas du triple transitoire, où des étoiles d’environ 16e magnitude apparaissent et disparaissent en une demi-heure, sans être visibles sur la plaque bleue correspondante de configuration similaire. Les expositions bleues sont nettement plus courtes, mais nous n’y observons aucune étoile similaire ni motif répétitif (voir par exemple la figure 11) . Cela réduit encore la probabilité que des images fantômes optiques puissent expliquer les alignements, bien que les différences de temps d’exposition et de réflectivité des revêtements optiques (provoquant des niveaux d’images fantômes différents selon les bandes de couleur) nous empêchent de l’exclure totalement.
Figure 11. Image rouge vs. bleue du candidat 5. Comparaison entre les images DSS rouge (à gauche) et bleue (à droite) pour le candidat 5. Aucune source coïncidente n’est trouvée dans l’image bleue.
Une autre préoccupation concerne les défauts des plaques photographiques. Historiquement, les astronomes ont exclu les sources ponctuelles à une seule époque afin d’éviter les faux positifs, une approche qui élimine également par inadvertance de nombreux événements astronomiques authentiques et de courte durée. Par exemple, Hambly et Blair ( 2024 ) ont soutenu que les transitoires rapportés par Villarroel et al. ( 2021 ), malgré leur morphologie ponctuelle, sont probablement des artefacts d’émulsion. Cette conclusion reposait principalement sur le constat que les transitoires présentent des valeurs de largeur à mi-hauteur (FWHM) légèrement plus étroites, en moyenne, que les étoiles normales. Cependant, l’analyse n’a pas pris en compte la non-linéarité connue des émulsions photographiques, qui entraîne des profils naturellement plus étroits pour les sources plus faibles. De plus, l’échantillon « d’artefacts » de leur étude a été sélectionné selon des critères reflétant le processus de sélection des transitoires du projet VASCO, ce qui peut introduire un raisonnement circulaire. Il est crucial de noter que l’étude n’a pas pris en compte le fait que les flashs optiques de moins d’une seconde sont censés, sur le plan physique, apparaître plus nets et plus circulaires que les étoiles sur des plaques à longue exposition, en raison de l’absence de phénomènes atmosphériques, de vibrations dues au vent et de bavures induites par le suivi. Ces effets sont détaillés dans un commentaire technique dédié (Villarroel et al. 2025a ). À ce jour, aucune étude n’a quantifié systématiquement la fraction de détections sur plaque unique qui constituent d’authentiques phénomènes transitoires par rapport aux défauts d’émulsion de type stellaire fortuits.
Un résumé des causes astrophysiques, observationnelles et instrumentales exclues est présenté dans Villarroel et al. ( 2021 ). En supposant que les phénomènes transitoires observés soient authentiques et non des artefacts, nous nous tournons vers d’autres explications physiques au-delà de l’hypothèse du scintillement de l’OSG.
Les événements ponctuels pourraient résulter soit de la réflexion de la lumière solaire, soit d’une émission intrinsèque. Comme le montrent Villarroel et al. ( 2021 ), ces objets doivent être situés dans le système solaire. Nous envisageons quatre grandes possibilités : (i) les objets sont dans l’atmosphère terrestre ; (ii) ils sont en orbite basse terrestre (LEO) ; (iii) ils sont en orbite géostationnaire ; ou (iv) ils sont situés à des distances nettement supérieures.
Si les transitoires provenaient d’objets atmosphériques lumineux ou réfléchissants, ils devraient laisser des traînées visibles sur les expositions POSS-I de 45 à 50 minutes, étant donné que le télescope a suivi les étoiles pendant l’imagerie. Les objets stationnaires apparaîtraient également striés. Les objets très proches de l’observateur seraient significativement flous en raison de leur proximité avec le plan focal. Par exemple, un objet à 50 km d’altitude subirait une défocalisation de plusieurs centaines de microns sur le système Palomar de 48 pouces, ce qui entraînerait une PSF étendue incompatible avec une apparence stellaire. Seules des altitudes supérieures à plusieurs centaines de kilomètres permettraient d’obtenir une morphologie ponctuelle. Cela exclut de facto des phénomènes tels que les sprites rouges ou des événements atmosphériques lumineux rares comme le phénomène de Hessdalen (Teodorani 2004 ). Le seul scénario plausible dans lequel plusieurs objets dans l’atmosphère terrestre pourraient produire des transitoires ponctuels sans traînées visibles serait celui où ils émettraient de la lumière et apparaîtraient simultanément pendant une fraction de seconde – suffisamment brève pour éviter le flou de mouvement – avant de disparaître. Cependant, de tels objets dans l’atmosphère seraient sujets à un flou focal. Alternativement, ils devraient imiter l’apparence des étoiles vues de la Terre. Bien que spéculatif, un tel scénario ne peut être exclu a priori et relèverait de la catégorie des phénomènes aériens non identifiés. Certaines asymétries observées, par exemple, dans le candidat 5, pourraient encore correspondre marginalement à des sources de haute altitude proches de la haute atmosphère. Tous les scénarios plausibles cadreraient avec les observations de PAN, voir Knuth et al. ( 2025 ).
Les explications basées sur l’orbite terrestre basse ne sont pas impossibles, mais elles sont beaucoup moins probables. Des scintillements de type PSF dus à de courts éclairs de quelques millisecondes peuvent être produits à n’importe quelle altitude orbitale par des objets en rotation rapide. Néanmoins, les objets en orbite terrestre basse laissent généralement des traînées continues, et les explications impliquant des scintillements provenant de fusées ou de missiles expérimentaux à des altitudes de 100 à 200 km sont improbables en raison de leur mouvement rapide et de la géométrie d’éclairage contrainte. De plus, des études empiriques basées sur des relevés CCD à courte exposition (par exemple, Corbett et al. 2020 ; Nir et al. 2021 ) ont montré que la plupart des scintillements de type PSF sont associés à l’orbite terrestre basse. Cependant, si un objet était capable de contrôler activement à la fois son mouvement et sa signature optique tels que perçus depuis des observatoires terrestres, les contraintes d’altitude ne s’appliqueraient plus. Un tel scénario impliquerait un système d’ingénierie d’une sophistication extraordinaire.
Nous avons également envisagé des origines plus lointaines. Comme indiqué dans Villarroel et al. ( 2021 ), les objets rapides du système solaire, tels que les astéroïdes, produiront des traînées, tandis que ceux qui se déplacent lentement devraient apparaître sur plusieurs images prises à intervalles rapprochés. Des objets comme les corps interstellaires en mouvement (par exemple, ‘Oumuamua ) produiraient également des traînées visibles sur de longues expositions. Par conséquent, aucune population connue d’objets du système solaire ou interstellaires ne peut expliquer les transitoires ponctuels qui n’apparaissent que lors d’une seule longue exposition et sont totalement absents peu avant et après.
Bien que nous ne puissions exclure de manière exhaustive toutes les explications possibles, y compris celles qui restent encore à imaginer, l’absence de causes naturelles ou instrumentales connues, combinée à l’alignement spatial de certains événements sur une bande étroite, appelle des investigations plus approfondies. Et le moyen le plus simple de tester le mécanisme à l’origine de ces éclairs est peut-être de réaliser un test permettant de déterminer s’ils proviennent ou non de réflexions solaires.
8. Test de l’hypothèse de la réflexion solaire
Le projet VASCO a identifié des milliers de transitoires ponctuels de courte durée dans des plaques photographiques pré-Spoutnik (Villarroel et al. 2020 ; Solano et al. 2022 ). Ces multiples transitoires ont été identifiés parmi cette population générale, plusieurs événements présentant des échelles de temps, des morphologies et des magnitudes apparentes similaires. Il est donc raisonnable de traiter ces transitoires multiples comme une sous-population statistiquement identifiable au sein de cette distribution plus large.
Une interprétation possible des phénomènes transitoires est qu’ils sont causés par la réflexion de la lumière solaire sur des objets à surface plane dans les GSO, tels que de petits objets en rotation qui scintillent brièvement lorsqu’ils traversent une géométrie d’observation favorable (Villarroel et al. 2022a ). Si cette interprétation est vérifiée, on s’attendrait à un déficit significatif de tels événements dans l’ombre de la Terre (ombre), où la lumière solaire ne peut atteindre l’objet pour produire un scintillement. Si les phénomènes transitoires, en revanche, sont causés par leur propre émission ou sont dus à des défauts de plaque, on ne s’attendrait à aucun déficit du nombre de phénomènes transitoires dans l’ombre. La méthode d’utilisation de l’ombre de la Terre pour filtrer les réflexions est discutée plus en détail dans Villarroel et al. ( 2025b ).
Bien qu’il soit possible de calculer la fraction de chaque plaque photographique se trouvant dans l’ombre de la Terre pour une altitude orbitale donnée, toutes les altitudes n’ont pas la même pertinence pour notre analyse. À basse altitude (par exemple, inférieure à ∼10 000 km), l’ombre de la Terre peut recouvrir de larges portions des plaques, rendant tout déficit ou excédent difficile à interpréter. Bien que les défauts des plaques ne réagissent pas à la position de l’ombre de la Terre, la puissance diagnostique de ce test repose sur l’hypothèse que l’ombre est placée aléatoirement par rapport à la géométrie de la plaque et à la distribution des artefacts. Lorsque l’ombre couvre une grande partie de la plaque (par exemple, > 50 %), cette hypothèse s’effondre, et même une distribution aléatoire des artefacts produira naturellement une surdensité dans la zone ombragée. Dans de tels cas, le test devient moins sensible à l’évitement systématique, ce qui rend les faibles couvertures d’ombre (par exemple, < 5 % à 10 %) plus fiables.
De plus, les objets réfléchissants en orbite basse ont tendance à se déplacer rapidement et apparaissent souvent comme des traînées plutôt que comme des transitoires de type fonction d’étalement ponctuel (PSF). Puisque notre échantillon ne comprend que des détections de type PSF, il est physiquement peu probable que beaucoup d’entre elles proviennent d’orbites terrestres basses, où les scintillements devraient être extrêmement brefs (de l’ordre de quelques millisecondes). Nir et al. ( 2021 ) montrent que la plupart des éruptions subsecondaires sont des reflets de la lumière solaire réfléchie par des satellites en orbites géosynchrones et cimetière. Pour ces raisons, nous concentrons notre analyse principale sur les altitudes où moins de 5 % du champ est généralement ombragé – des régions où l’ombre se comporte de manière approximativement aléatoire et où les scintillements réfléchissants, s’ils sont présents, seraient à la fois détectables et physiquement plausibles.
Nous utilisons les candidats transitoires de Solano et al. ( 2022 ), mais avec la condition supplémentaire qu’ils n’aient pas d’équivalents à moins de 5 pouces dans Gaia, Pan-STARRS et NeoWise. De plus, nous limitons notre analyse aux objets de l’hémisphère nord (décl. > 0°). Cela donne un échantillon de 106 339 transitoires, que nous utilisons pour notre étude.
Il est important de noter que, contrairement aux autres candidats transitoires présentés dans cet article, cet échantillon n’a pas été inspecté visuellement. Il devrait donc contenir un nombre important de faux positifs, notamment des artefacts groupés tels que des empreintes digitales ou d’autres défauts de plaque qui contaminent notre échantillon. De plus, la distribution spatiale de l’échantillon n’est pas isotrope en raison de la couverture inhomogène du ciel lors du relevé POSS-1 initial. Certaines régions du ciel sont plus densément échantillonnées que d’autres, ce qui entraîne des variations de la densité de détection globale.
Cependant, ces effets ne biaisent pas les résultats de notre analyse d’ombre. En effet, nous comparons un petit sous-ensemble bien défini de cette population – ceux qui se trouvent dans le cône d’ombre de la Terre au moment de l’observation – avec le reste de cette même population. Puisque les effets de sélection et les faux positifs potentiels affectent de manière similaire les régions ombragées et non ombragées, toute différence importante et statistiquement significative dans les taux de détection entre ces régions doit refléter une propriété intrinsèque des détections elles-mêmes, et non un biais d’observation. Autrement dit : les défauts de plaque ignorent où se trouve l’ombre de la Terre et n’ont aucune raison d’éviter cette région plus que toute autre.
La fraction de transitoires attendue dans l’ombre dépend du rayon angulaire de l’ombre de la Terre à différentes altitudes. Nous utilisons la bibliothèque logicielle earthshadow publiée par Guy Nir (code de Guy Nir 2024 ) pour estimer la taille de l’ombre de la Terre à 40 000 km (8,69 ) et 80 000 km (4,57 ). Le code détermine si un point donné à une altitude et une position géographique spécifiées se trouve à l’intérieur de l’ombre de la Terre, en fonction de l’angle solaire et de la configuration géométrique du Soleil, de la Terre et de l’objet. Nous l’appliquons à chaque transitoire en utilisant leurs coordonnées J2000 et leurs dates juliennes. Nous comparons les taux attendus et observés pour deux altitudes différentes capables de produire des transitoires de type PSF, à savoir 42 164 km et 80 000 km. Nous pouvons calculer les attentes en fonction de la proportion de l’hémisphère nord couverte par l’ombre, et les comparer aux fractions observées. Nous calculons la surface de deux manières différentes, toutes deux basées sur la géométrie sphérique : ) ainsi que sur la couverture du ciel plan, à titre d’approximation. Le tableau 4 présente les résultats. Nous constatons que plusieurs plaques (∼ 10) se trouvent dans l’ombre de la Terre, de sorte que le déficit observé n’est pas dû à une seule plaque aberrante.
Tableau 4. Comparaison de la couverture de l’ombre terrestre avec les fractions transitoires observées dans l’hémisphère céleste nord (20 626,5 degrés carrés)
| Alt. | θ | N | Un sph | Un pl | f sph | f pl | f obs | f sph / f obs |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| (km) | (degré) | |||||||
| 42 164 | 8,69 | 349 | 237,4 | 237,2 | 0,0115 | 0,0115 | 0,00328 | 3,50 |
| 80 000 | 4,57 | 79 | 66,0 | 65,6 | 0,0032 | 0,0032 | 0,00074 | 4.32 |
Remarque. Nous affichons l’altitude (km), le rayon de l’ombre en degrés ( θ ), le nombre N de transitoires VASCO détectés à l’intérieur de l’ombre, la zone d’ombre A sph en supposant une géométrie du ciel sphérique (degrés carrés), la zone d’ombre A pl en supposant une approximation plane (degrés carrés), la fraction attendue f sph de transitoires dans l’ombre en utilisant la zone sphérique, la fraction attendue f pl en utilisant la zone plane, la fraction observée f obs de transitoires VASCO dans l’ombre et le rapport f sph / f obs .
Pour estimer la significativité statistique de la différence entre les taux de détection de transitoires dans l’ombre terrestre à différentes altitudes, nous calculons les incertitudes de Poisson pour les fractions observées et attendues. À 42 164 km d’altitude, nous prévoyons N = 1 223 transitoires dans l’ombre sur un total de 106 339, ce qui correspond à une fraction attendue de . Cependant, nous n’observons que N = 349 transitoires dans l’ombre, ce qui donne fobs = 0,00328 ± 0,00018. La différence entre ces fractions est hautement significative, avec un seuil de signification de 21,9 σ , calculé en combinant les incertitudes de Poisson en quadrature :
À 80 000 km d’altitude, on s’attend à trouver N = 339 transitoires dans l’ombre sur un total de 106 339, ce qui correspond à une fraction de . Cependant, on n’en trouve que N = 79, ce qui donne fobs = 0,00074 ± 0,000084. La différence entre ces fractions observées est également hautement significative, avec un seuil de signification de 12,7 σ , calculé en combinant les incertitudes de Poisson en quadrature :
Ce résultat renforce la conclusion selon laquelle la lumière solaire est nécessaire à la production des événements transitoires. Le fort déficit de phénomènes transitoires dans l’ombre terrestre suggère que la majorité de ces événements dépendent de l’éclairement solaire, ce qui est cohérent avec l’hypothèse du scintillement. Ceci contredit fortement l’hypothèse du défaut de plaque et de nombreuses hypothèses alternatives présentées dans la section 7 .
Nous avons réalisé un test supplémentaire pour estimer la fraction réelle du ciel étudié qui était couverte par l’ombre de la Terre lors des observations POSS-I, et pour la comparer à la fraction observée des phénomènes transitoires tombant dans l’ombre. L’échantillon de phénomènes transitoires est basé sur 635 plaques photographiques uniques, chacune avec une coordonnée centrale (RA, décl.) en J2000 et un temps d’observation correspondant. Chaque plaque couvre 6° × 6° sur le ciel, comme indiqué par STScI. Nous avons simulé 180 points aléatoires par plaque, pour un total de 114 300 points. Pour chaque point simulé, nous avons testé s’il tomberait dans l’ombre de la Terre à une altitude géosynchrone (42 164 km) pendant une exposition de 50 minutes à partir de l’observation enregistrée.
Sur les 114 300 points simulés (180 points par plaque), 610 se trouvaient dans l’ombre de la Terre, ce qui implique qu’environ 0,53 % de la zone étudiée devrait être dans l’ombre à l’orbite terrestre basse. Cependant, dans notre ensemble de données transitoires réelles, seulement 349/107 875, soit 0,32 % des événements, se produisent dans l’ombre, ce qui correspond à un déficit d’environ 39 %, significatif au niveau 7,6 σ . Nous avons répété la même procédure à une altitude plus élevée de 80 000 km. Dans ce cas, la couverture d’ombre réelle tombe à (109/114 300) 0,1 %, tandis que la fraction observée de transitoires (76/107 875) dans l’ombre n’est que de 0,07 %, soit un déficit d’environ 26 %, significatif au niveau 2 σ . Les points simulés dans chaque plaque servent uniquement à estimer la couverture géométrique attendue de l’ombre terrestre pendant la durée d’exposition, et ne sont pas censés représenter la distribution spatiale des phénomènes transitoires réels. Cela suggère également qu’une plus grande proportion d’objets pourrait être située près de l’OSG qu’à 80 000 km, bien que le nombre limité d’événements à 80 000 km rende la comparaison statistiquement incertaine.
Nous effectuons un test supplémentaire, plus conservateur, sur les transitoires, en supposant cette fois une durée d’exposition totale de 50 minutes. Alors que notre test d’ombre principal suppose que l’événement transitoire se produit à un instant donné (ce qui est raisonnable compte tenu de sa courte durée), nous vérifions maintenant si l’ombre de la Terre traverse la position du transitoire à tout moment au cours d’une fenêtre de 50 minutes. Cela augmente la probabilité que le transitoire tombe dans l’ombre. Nous constatons que 387 (0,3587 %) se trouvent dans l’ombre de la Terre à 42 168 km et 80 (0,072 %) à 80 000 km. Même avec cette hypothèse de limite supérieure généreuse, où un transitoire est considéré comme ombragé si l’ombre de la Terre traverse sa position à tout moment au cours d’une exposition de 50 minutes, le déficit reste important. Ce résultat fournit une preuve solide que les transitoires VASCO évitent systématiquement l’ombre de la Terre, ce qui est cohérent avec une population d’objets réfléchissants qui ne sont visibles que lorsqu’ils sont éclairés par le soleil.
La technique de normalisation présentée ici repose sur une simulation directe de la couverture d’ombre à partir des plaques photographiques utilisées lors du relevé. La position et l’observation de chaque plaque ont été utilisées pour simuler des points de test uniformément répartis sur la surface de la plaque, ce qui nous a permis d’estimer empiriquement la fraction attendue du ciel étudié qui tombe dans l’ombre de la Terre. Cette approche minimise les hypothèses et évite les biais systématiques potentiels liés aux approximations analytiques des angles solides. Afin d’éviter tout biais de sélection spatiale, nous incluons dans l’analyse tous les transitoires observés, y compris ceux regroupés près des bords des plaques, car les défauts de plaque ne permettent pas de déterminer où se situe l’ombre de la Terre. Pour une vérification rapide, nous testons également en masquant les transitoires de bord (> 2° par rapport au centre de la plaque) afin de supprimer tous les artéfacts proches du bord de la plaque. La suppression du bord de la plaque dans l’analyse produit un déficit similaire d’environ 30 % de l’ombre de la Terre, avec toutefois une significativité limite (2,6 σ) en raison de la réduction de la taille des échantillons.
À noter qu’à basse altitude, où l’ombre recouvre une grande partie de la plaque, on peut également observer une surdensité significative de phénomènes transitoires dans la zone d’ombre. Il s’agit d’une conséquence naturelle de la couverture géométrique : lorsque la majeure partie du champ est dans l’ombre, tout phénomène transitoire, quelle que soit son origine, a statistiquement plus de chances de s’y trouver. De telles surdensités sont donc physiquement dénuées de signification et ne permettent pas de déduire la nature ou l’altitude des objets. Nous recommandons donc de limiter l’analyse aux altitudes où l’ombre de la Terre ne couvre pas plus de 5 % de la surface de la plaque, afin de préserver l’hypothèse selon laquelle son positionnement est effectivement aléatoire par rapport à la géométrie de la plaque et à la distribution des défauts.
Une implication importante de cette analyse est que le nombre total d’objets scintillants à proximité de l’OSG pourrait être significativement sous-estimé si l’on ne considère que les candidats transitoires alignés, car ils ne représentent qu’un sous-ensemble mineur (bien que visuellement vérifié) de la population totale d’objets transitoires. Nos résultats suggèrent l’existence d’une population beaucoup plus importante d’objets capables de produire des réflexions solaires, comme le déduit l’échantillon complet d’objets transitoires VASCO. Ce déficit systématique d’objets transitoires dans l’ombre terrestre, en particulier aux altitudes où les réflexions solaires dominent, étaye l’interprétation selon laquelle une fraction significative, environ un tiers de tous les objets transitoires VASCO, est causée par des objets hautement réfléchissants de l’OSG. Cependant, afin de déterminer le nombre absolu de ces objets, il faudrait quantifier la proportion réelle de faux positifs dans l’échantillon, tels que les artéfacts et les défauts de plaque, une tâche majeure qui fera l’objet d’une prochaine étude.
9. L’hypothèse GSO
9.1. Propriétés de l’objet
Dans cette section, nous discutons des conditions dans lesquelles les réflexions des objets dans l’OSG pourraient produire les reflets observés.
Une question importante est de savoir quels types de formes d’objets et de géométries réfléchissantes sont capables de créer les signatures transitoires observées sur les plaques POSS-I. Un objet en rotation rapide peut produire plusieurs reflets lors d’une exposition de 50 minutes, tandis qu’un objet en rotation plus lente n’en générera qu’un ou deux.
Si l’on suppose qu’un objet à rotation rapide interprète la longueur de bande observée d max comme correspondant au chemin parcouru par l’objet pendant l’exposition, on peut estimer une vitesse projetée d’environ 0,5 s −1 . Cette valeur est nettement inférieure à la vitesse angulaire nominale d’un objet à l’orbite géostationnaire (∼15″ s −1 ). Dans ces circonstances, on pourrait s’attendre à ce que d’autres transitoires soient visibles le long de la même bande étroite, en particulier si l’image était étendue. À l’inverse, si l’objet tourne lentement et ne présente que quelques petites surfaces hautement réfléchissantes réparties sur une structure principalement non réfléchissante, des reflets peuvent n’apparaître que brièvement pendant l’exposition, et uniquement à des orientations spécifiques.
Pour approfondir ce sujet, nous utilisons le moteur graphique open source Blender 22 afin de simuler la manière dont diverses formes 3D pourraient produire des motifs scintillants similaires à ceux observés. Nous modélisons cinq géométries distinctes : une sphère, un polyèdre à facettes multiples, un cône, une double pyramide et une structure à deux panneaux réfléchissants. Chaque forme est principalement composée d’un matériau non réfléchissant, avec des surfaces planes limitées capables de produire de fortes réflexions spéculaires lorsqu’elle est orientée précisément entre l’observateur et le Soleil. Outre la rotation, nous prenons en compte la précession dans certains modèles, ce qui module la visibilité et la synchronisation des reflets. Les cinq géométries de test sont présentées dans la figure 12 .Zoom avantZoom arrière
Figure 12. Formes simulées. Nous présentons cinq formes différentes qui, sous l’effet d’une rotation lente, pourraient produire quelques reflets, notamment des reflets doubles. Chaque forme possède deux surfaces hautement réfléchissantes. De haut en bas : (a) forme conique, (b) forme multifaces, (c) sphère, (d) hexagone 3D, (e) débris. Chaque objet présente à sa surface des matériaux mats et réfléchissants, peints respectivement en gris clair. Chaque objet tourne autour d’un axe lui aussi en précession, ce qui rend la surface réfléchissante invisible à tout instant.
Comme prévu, un objet purement sphérique ne génère pas de reflets brefs et distincts ; des surfaces planes, semblables à un miroir, sont nécessaires. Dans le modèle du cône, nous supposons que les surfaces supérieure et inférieure sont réfléchissantes, produisant des reflets doubles par cycle de rotation. L’ajout de précession limite encore davantage la visibilité des reflets, ne produisant que quelques éclats observables par exposition.
Le modèle de la double pyramide illustre un autre cas plausible : une structure réfléchissante qui se dégrade partiellement au fil du temps, ne laissant que de petites zones réfléchissantes. Avec la rotation et la précession, ces objets peuvent produire des reflets intermittents, ce qui concorde avec les observations des données.
Dans l’ensemble, nous constatons que chacune des cinq formes de test, sous des hypothèses spécifiques concernant la rotation, la précession et la couverture de surface réfléchissante, peut, en principe, reproduire un motif scintillant compatible avec les transitoires observés dans les images POSS-I.
Les modèles géométriques présentés dans cette section visent à démontrer la plausibilité de la production de motifs de scintillements alignés à partir d’objets en rotation ou en précession sur des orbites à haute altitude. Nous soulignons que ces modèles sont illustratifs plutôt que prédictifs, et qu’ils ne cherchent pas à ajuster les séparations temporelles ou les décalages angulaires spécifiques de chaque candidat.
Bien qu’aucune périodicité claire n’ait été identifiée dans les données POSS-I actuelles, il est bien connu, grâce aux relevés modernes à courte exposition, que certains objets en orbite terrestre, y compris ceux en GSO, peuvent produire des scintillements isolés de type PSF, sans motifs de répétition clairs (par exemple, Nir et al., 2021 ). Ce manque de périodicité pourrait résulter d’une rotation lente, de formes irrégulières ou de contraintes d’angle de phase spécifiques qui ne produisent que quelques éclats observables par cycle orbital.
De plus, la distribution céleste observée des phénomènes transitoires alignés ne suit pas toujours une géométrie simple du grand cercle, ce qui pourrait refléter la possibilité de trajectoires complexes, de dérives d’attitude, voire la présence de multiples objets indépendants. Les objets propulsés pourraient même modifier leur altitude ou leur trajectoire. Nous reconnaissons ces incertitudes et notons qu’une modélisation plus détaillée serait nécessaire pour établir des contraintes plus strictes sur les paramètres orbitaux ou la périodicité des scintillements.
9.2. La densité de fond
Nous utilisons les 106 339 transitoires avec une décl. > 0° pour estimer un taux de détection approximatif. Nous comptons également les transitoires à moins de 2° du centre afin d’éviter d’éventuels défauts sur le bord de la plaque (22 314 transitoires). Environ 635 plaques avec des expositions de 50 minutes en moyenne correspondent à 529 h et à un taux transitoire moyen de 36,3 transitoires par cercle de plaque de 2° de rayon. D’après le déficit du test d’ombre terrestre de la section 8 , environ un tiers des transitoires semblent être dus aux réflexions solaires, soit environ 12,1 transitoires par plaque. Nous pouvons simplement normaliser 12,1 sur le temps d’exposition et la couverture de la plaque (12,57 degrés carrés), ce qui nous donne environ 1,1 transitoire h −1 degré −2 d’éclairs dilués par flux, visibles jusqu’à r ∼ 20 mag. Ce taux transitoire est la somme des transitoires à toutes les altitudes et distances de la Terre.
Néanmoins, cette comparaison doit être considérée comme une comparaison approximative, d’ordre de grandeur, car le nombre de transitoires par plaque est très approximatif. De plus, les relevés modernes à courte exposition, comme le ZTF, fonctionnent dans des conditions très différentes – utilisant des CCD, des pipelines automatisés et une résolution temporelle de l’ordre de la milliseconde – alors que les transitoires POSS-I ont été enregistrés sur des plaques photographiques avec des temps d’intégration longs et sont sujets à des biais de détection et des taux de faux positifs différents. Une comparaison rigoureuse nécessiterait une modélisation de l’exhaustivité, de la sensibilité de l’instrument et des critères de classification des événements, ce qui dépasse le cadre de cette étude.
On peut également calculer la densité numérique réelle des objets. Si l’on suppose que la population d’objets présente un nombre uniforme par unité de surface ( n ), alors le nombre d’objets ( N ) détectables à un instant donné est donné par :
où S est la surface d’étude sphérique contenant les objets réfléchissants observés :
et l’aire de surface S = 2 πd 2 est calculée pour l’hémisphère ensoleillé au rayon d’un GSO d . Ainsi :
Nous avons fixé d = 42 164 km comme rayon du GSO.
En utilisant un taux de détection de scintillement d’environ ∼1,1 transitoire par heure et par degré carré (en supposant un scintillement détectable par objet et par heure) :
Ces estimations fournissent une indication de la densité numérique de surface des objets. Cependant, tous les objets ne produiront pas plusieurs reflets. Puisque certains objets peuvent produire plus d’un reflet (voir la section 3.4 dans Nir et al. 2021 ), nous pouvons supposer qu’un objet peut produire de 5 à 20 reflets. La forme et la réflectivité d’un objet détermineront la probabilité d’un ou plusieurs reflets. Cette incertitude conduit également à une sous-estimation de la densité numérique des objets, qui pourrait en réalité être supérieure d’un ordre de grandeur. La contrainte de densité de surface citée ici est une estimation de premier ordre basée sur notre taux de détection d’événements et la couverture du ciel supposée. Ces estimations n’incluent pas un traitement complet de l’incomplétude, du biais d’observation ou des niveaux de confiance statistique formels, et doivent donc être interprétées comme une limite supérieure indicative plutôt qu’une limite rigoureuse. De plus, la véritable fraction de faux positifs dans l’échantillon plus large de Solano et al. ( 2022 ), due à des défauts de plaque ou à d’autres artefacts instrumentaux, reste inconnue. Bien que le test statistique global de la section 8 soit robuste face à cette incertitude, la densité numérique absolue n all déduite ici doit être interprétée avec prudence jusqu’à ce qu’une validation complète de l’échantillon ait été effectuée.
10. Discussion
Existe-t-il des signatures d’objets artificiels en orbite terrestre dans les images pré-Sputnik ? C’est la question centrale explorée dans la présente étude. Nous adoptons une stratégie simple : rechercher de multiples transitoires alignés le long d’une bande étroite dans des plaques photographiques à longue exposition datant d’une période antérieure à l’activité connue des satellites artificiels. Cette approche suit le principe de la recherche d’ATN via des signatures observationnelles distinctives et à faible probabilité, ou « indicateurs irréfutables » (Villarroel et al. 2021 ). En utilisant le catalogue publié des transitoires VASCO dans l’hémisphère nord (Solano et al. 2022 ), nous identifions environ 83 alignements initiaux candidats de points r , ainsi qu’un plus grand nombre de groupements transitoires doubles et triples. Les triplets sont particulièrement intéressants, car ils sont cohérents avec les réflexions sur des surfaces planes en rotation (Deil et al. 2009 ). Un exemple de ce type a déjà été rapporté par Solano et al. ( 2023 ).
Nous inspectons manuellement les 22 alignements candidats contenant quatre transitoires ou plus (notant que certains se réduisent à trois après une analyse plus approfondie), et mettons en évidence les cinq cas les plus significatifs statistiquement dans la section 6. Bien que les incertitudes ne nous permettent pas de calculer une probabilité totale d’occurrence pour de tels alignements sur l’ensemble de l’étude, nous estimons la probabilité aléatoire de chaque événement dans un seul champ d’image. Ces estimations, dépendantes d’hypothèses sur la largeur des fonctions d’étalement des points, produisent des niveaux de signification allant de 2,5 σ à 4 σ pour les cas les plus prometteurs. Notamment, trois candidats avec quatre points alignés ou plus apparaissent comme particulièrement forts, bien que deux d’entre eux présentent des irrégularités morphologiques mineures. Celles-ci ne sont pas liées aux différences de FWHM, qui sont traitées séparément dans la littérature (Villarroel et al. 2025a ). Bien que nous ne puissions pas totalement exclure la possibilité que de rares fantômes optiques de type PSF produisent les alignements, nous notons qu’aucune caractéristique similaire n’apparaît sur les plaques bleues prises avec des configurations similaires.
Parmi les alignements à trois points restants (61 au total), certains pourraient également mériter un suivi s’ils sont confirmés comme étant de véritables transitoires. Traditionnellement, cela nécessiterait un examen microscopique des plaques d’origine. Cependant, notre découverte d’une corrélation temporelle statistiquement significative (> 3 σ ) entre les transitoires VASCO et des rapports historiques indépendants de PANs (Bruehl & Villarroel 2025 ) apporte un soutien supplémentaire à l’authenticité des transitoires. On s’attend à ce que des défauts de plaque ou des artéfacts de numérisation se produisent de manière aléatoire ; le fait que ces alignements transitoires apparaissent préférentiellement dans la journée suivant les événements PANs signalés défavorise fortement les origines instrumentales ou aberrantes. Dans cette optique, la corrélation elle-même fournit une validation indirecte mais significative de la réalité des transitoires, réduisant ainsi la nécessité d’une inspection microscopique comme seule voie de confirmation.
Mais surtout, la section 8 présente un test critique de l’interprétation des scintillements : nous constatons un fort déficit de détections transitoires, au seuil de signification statistique d’environ 22 σ , dans l’ombre terrestre. Cela concorde avec l’idée que la lumière solaire est nécessaire à la production des flashs observés. Si ces événements sont des réflexions de la lumière solaire sur des objets en orbite, ils devraient disparaître dans le cône d’ombre terrestre – exactement ce que nous observons. Cela étaye considérablement l’interprétation selon laquelle les scintillements transitoires sont de véritables événements astrophysiques ou géocroiseurs, et non des défauts de plaque ou des fantômes optiques. La disparition de la population dans l’ombre terrestre ne serait pas attendue pour des défauts d’émulsion ou des irrégularités chimiques. Il en va de même pour les fantômes optiques.
Le candidat 5, survenu le 27 juillet 1952, deuxième week-end de la vague d’OVNIs largement documentée de Washington D.C., présente un intérêt particulier. Cette vague d’observations impliquait de nombreuses détections radar et observations de pilotes sur deux week-ends consécutifs, les 18 et 19 juillet, puis les 26 et 27 juillet. Par coïncidence, le candidat 1 s’est également produit le jour même du pic de la vague d’OVNIs de 1954. Le triple transitoire rapporté par Solano et al. ( 2023 ) tombe le premier week-end de l’événement de Washington. Il est important de noter que ces candidats ont été analysés avant que les auteurs ne prennent conscience de leur proximité avec les signalements de PAN, ce qui a permis de minimiser les biais cognitifs.
De plus, une corrélation a été établie entre les transitoires VASCO et les dates historiques des essais nucléaires (Bruehl et Villarroel, 2025 ), faisant écho à des études statistiques antérieures reliant l’activité nucléaire à une augmentation des signalements de PAN (voir par exemple la revue de Knuth et al., 2025 ). Bien que la causalité reste indéterminée, la convergence de ces corrélations indépendantes suggère que les transitoires VASCO ne sont pas des artefacts aléatoires, mais potentiellement liés à des phénomènes physiques méritant une étude plus approfondie.
En utilisant le cadre théorique décrit précédemment, nous simulons des motifs de scintillement à partir de formes d’objets plausibles en GSO. Ceux-ci incluent des objets multifacettes et partiellement réfléchissants, à rotation lente et axes de précession. La densité surfacique inférée des objets détectables est de 2,0 × 10−6 km − 2 , bien que cette estimation soit sujette à des incertitudes liées à la fois à des facteurs inconnus de forme et de réflectivité (pouvant entraîner une sous-estimation) et à la fraction inconnue de faux positifs dans l’échantillon (pouvant entraîner une surestimation). Il convient de se demander si une telle population pourrait être associée aux cibles non corrélées (CNC), signalées en nombre important par les capteurs optiques et radars militaires depuis le début des années 1960 .
Bien que l’hypothèse GSO soit cohérente avec les données, aucune preuve claire de scintillement périodique ou quasi-périodique n’a encore été identifiée. Les objets tournant lentement ou possédant des géométries réfléchissantes complexes peuvent ne produire que quelques éclairs, ce qui complique les efforts pour établir une signature répétitive. De plus, il est possible que certains événements s’étendent au-delà du champ de vision d’une seule plaque. Un objet se déplaçant à environ 10 pouces par seconde pourrait parcourir jusqu’à 10° lors d’une exposition de 50 minutes, ce qui suggère la possibilité de chaînes d’alignement plus longues que celles capturées ici.
À l’inverse, si tous les transitoires devaient être confirmés comme de faux positifs – par exemple, en raison d’artefacts rares mais semblables à ceux des plaques photographiques stellaires – notre recherche constituerait toujours une limite supérieure significative pour la densité des NTA dans l’environnement proche de la Terre. Dans ce scénario, nous déduisons une contrainte de densité de surface approximative de < 10−6 objets ·km −2 pour les orbites à haute altitude au voisinage de la Terre (de quelques milliers à quelques centaines de milliers de kilomètres), même si cette limite doit être approchée avec prudence en raison de l’absence de modélisation des biais et de l’incomplétude. Ainsi, quelle que soit l’interprétation, nos résultats fournissent de nouvelles contraintes sur les technosignatures possibles à proximité de la Terre.
Les travaux futurs devraient envisager la recherche d’alignements en pointillés sur de plus grandes régions de plaques et l’étude des effets subtils d’élongation dans les numérisations haute résolution. De tels allongements pourraient indiquer un mouvement dans le ciel ou la taille d’objets de grande taille, surtout s’ils sont cohérents avec la direction d’alignement.
En résumé, nous avons présenté un ensemble restreint mais convaincant de candidats transitoires alignés, issus d’une étude du ciel pré-satellite. Bien que l’explication finale reste incertaine, la convergence de l’alignement spatial, de la signification statistique et de la corrélation temporelle avec des rapports indépendants d’anomalies aériennes étaye l’hypothèse selon laquelle ces événements sont vraisemblablement réels et pourraient représenter une classe de phénomènes astronomiques encore mal compris. D’autres explications sont abordées dans la section 7 .
11. Conclusions
Cet article présente une première recherche systématique de sources optiques ponctuelles multiples, apparaissant et disparaissant simultanément sur des plaques photographiques à longue exposition, présentant également un alignement spatial. Nous nous concentrons sur les plaques POSS-I rouges et présentons cinq événements candidats majeurs, avec trois transitoires ou plus alignés le long d’une bande étroite. Le cas le plus significatif statistiquement (candidat 5) coïncide avec la vague d’OVNI bien documentée de 1952 à Washington D.C., l’une des observations massives de PANs les plus marquantes de l’histoire. Une étude distincte (Bruehl & Villarroel, 2025 ) confirme une corrélation temporelle statistiquement significative (> 3 σ ) entre les transitoires VASCO et les rapports historiques indépendants de PANs.
L’origine de ces phénomènes transitoires demeure inconnue. Une explication plausible est qu’ils seraient causés par de brèves émissions lumineuses provenant d’objets artificiels en orbite ou d’objets présentant des mouvements anormaux dans l’atmosphère terrestre – des émissions si brèves qu’elles apparaissent comme des sources ponctuelles plutôt que comme des traînées, malgré le suivi des étoiles par le télescope. Alternativement, ils pourraient provenir de réflexions solaires sur des surfaces planes et hautement réfléchissantes à des altitudes géosynchrones. Cette dernière interprétation est également corroborée par notre test d’ombre (section 8) , qui révèle un déficit significatif de tels événements dans l’ombre terrestre, compatible avec une origine par réflexion solaire et difficilement conciliable avec de nombreuses explications, notamment les défauts des plaques photographiques.
Nos résultats incitent à poursuivre l’étude des relevés célestes historiques et à appliquer des méthodes de détection similaires basées sur l’alignement à l’imagerie moderne du ciel profond. Que ces événements suggèrent ou non l’existence d’ATN, l’identification de transitoires statistiquement improbables et spatialement alignés dans les données pré-satellites représente une nouvelle anomalie observationnelle méritant une attention scientifique accrue. Des travaux futurs pourraient permettre de déterminer si ces transitoires constituent une nouvelle classe de phénomènes astronomiques ou s’ils constituent les premiers indices d’une activité artificielle à proximité de notre planète.
Remerciements
BV remercie le rapporteur anonyme pour ses suggestions et défis qui ont grandement amélioré ce travail. Elle remercie également Dennis Åsberg pour son soutien et pour les discussions stimulantes qu’il a suscitées. Elle remercie également Dave Altman pour lui avoir expliqué l’affaire des ovnis de Washington en 1952. Elle remercie également Geoff Marcy, Avi Loeb (projet Galileo), Robert Powell (SCU/Galileo) et Sarah Little (SCU/Galileo) pour leurs commentaires utiles et constructifs.
Les relevés du ciel numérisés ont été réalisés au Space Telescope Science Institute grâce à la subvention du gouvernement américain n° NAG W-2166. Les images de ces relevés sont basées sur des données photographiques obtenues avec le télescope Oschin Schmidt du mont Palomar et le télescope Schmidt britannique. Les plaques ont été traitées sous leur forme numérique compressée actuelle avec l’autorisation de ces institutions. L’atlas du ciel de l’observatoire Palomar de la National Geographic Society (POSS-I) a été réalisé par le California Institute of Technology grâce à des subventions de la National Geographic Society. Le deuxième relevé du ciel de l’observatoire Palomar (POSS-II) a été réalisé par le California Institute of Technology grâce à des fonds de la National Science Foundation, de la National Geographic Society, de la Fondation Sloan, de la Fondation Samuel Oschin et de l’Eastman Kodak Corporation. Le télescope Oschin Schmidt est exploité par le California Institute of Technology et l’observatoire Palomar. Le télescope Schmidt britannique était exploité par l’Observatoire royal d’Édimbourg, grâce au financement du Conseil de recherche scientifique et technique du Royaume-Uni (devenu Conseil de recherche en physique des particules et en astronomie du Royaume-Uni), jusqu’en juin 1988, puis par l’Observatoire anglo-australien. Les plaques bleues de l’Atlas du ciel austral et de son extension équatoriale (appelées ensemble SERC-J), ainsi que l’Équatorial rouge (ER) et le Second Epoch [red] Survey (SES) ont été prises avec le Schmidt britannique. Toutes les données sont soumises aux droits d’auteur indiqués dans le résumé des droits d’auteur. Les informations relatives aux droits d’auteur spécifiques à chaque plaque sont fournies dans les en-têtes FITS téléchargés. Un financement complémentaire pour les travaux d’observation du ciel au STScI est assuré par l’Observatoire européen austral.
Cette recherche a bénéficié de l’Observatoire virtuel espagnol ( http://svo.cab.inta-csic.es ), soutenu par le ministère des Sciences et de l’Innovation grâce à la subvention PID2020-112949GB-I00. BV est financé par le Conseil suédois de la recherche (Vetenskapsrådet, subvention n° 2024-04708) et bénéficie également du soutien d’un donateur anonyme à qui elle exprime sa profonde gratitude. Le MES remercie le soutien financier de la bourse Annie Jump Cannon, soutenue par l’Université du Delaware et dotée par l’Observatoire astronomique du mont Cuba.
Notes de bas de page
- 16 https://archive.stsci.edu/cgi-bin/dss_form/
- 17 http://svo.cab.inta-csic.es
- 18 Voir par exemple le réseau sphérique de Patrick Jackson : https://www.amazon.com/Sphere-Network-Mr-Patrick-Jackson/dp/B0DXF1RGL6 .
- 19 Nous considérons la probabilité de détecter un transitoire en moins d’une heure dans l’enquête POSS-I, d’après Solano et al. ( 2022 ), qui ont identifié 298 000 transitoires sur une période d’exposition de 780 heures. La probabilité de trouver un transitoire dans une zone de 10 minutes d’arc² en une heure est d’environ ∼0,0016. La probabilité que deux de ces transitoires apparaissent dans la même zone est alors de p ∼ 10 −6 .
- 20 Ces asymétries se réfèrent à des écarts de morphologie, et non à la largeur à mi-hauteur (FWHM), laquelle varie selon les plaques en raison d’effets instrumentaux et photochimiques bien documentés. Comme l’ont montré Villarroel et al. ( 2025a ), la réponse non linéaire des émulsions photographiques fait apparaître naturellement des objets plus brillants avec des profils plus larges, contribuant ainsi à la dispersion observée de la FWHM.
- 21 http://www-wfau.roe.ac.uk/sss/pixel.html
- 22 www.blender.org
- 23 Par exemple, voir les documents déclassifiés du ministère de la Défense américain publiés en vertu de la FOIA, disponibles via The Black Vault : https://documents2.theblackvault.com/documents/dtic/FOIA2014-128-GC8000301.pdf .