Les galaxies Little Red Dots : des pépinières de trous noirs supermassifs

La découverte récente de toutes petites galaxies très rouge à faible rayon (appelées des Little Red Dots, LRD) a potentiellement révélé un nouveau type de population galactique dans l'Univers primordial, caractérisée par de petits rayons effectifs (100 à 200 parsecs seulement) mais de grandes masses stellaires (plusieurs dizaines de milliards de masses solaires). Leur source d'énergie demeure incertaine :  trous noirs supermassifs en accrétion ou une intense formation d'étoiles. Une équipe d'astrophysiciens à analysé les conséquences dynamiques de ces densités stellaires extrêmes et arrivent à la conclusion que les collisions d'étoiles doivent y être incontrôlées, menant à la naissance de trous noirs massifs en très peu de temps. L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal. 

Les premières observations du télescope spatial James Webb ont révélé que le ciel infrarouge était recouvert de galaxies compactes et rouges : les LRD. Ces galaxies ont rapidement remis en question notre compréhension de l’Univers lointain.

Les LRD  sont nombreuses, avec des densités numériques à un redshift z  ∼ 5 (1,2 milliard d'années après le Big Bang) qui sont intermédiaires entre celles des noyaux galactiques actifs (AGN) et celles des galaxies standard. Leur distribution en décalage vers le rouge présente un pic autour de z ∼ 5, et elles sont largement observées entre z  ∼ 4 et z  ∼ 8, sur une période d'environ 1 milliard d'années d'histoire cosmique (entre 0,6 et 1,6 milliards d'années après le BB). Des études détectent actuellement des équivalents de LRD à des décalages vers le rouge plus faibles (c'est-à-dire z  < 4), bien qu'à une densité numérique significativement plus faible, qui diminue de façon exponentielle avec la diminution du décalage vers le rouge.

Les LRD sont très compactes, avec un rayon effectif moyen d'environ 150 pc, et généralement inférieur à 300 pc. Outre les propriétés observées des LRD, qui sont déjà assez particulières, leurs propriétés physiques déduites sont énigmatiques. Quelle est la source de leur lumière ? On ignore actuellement si les LRD sont principalement alimentées par un trou noir supermassif en accrétion, d’une masse typique de l’ordre de 10⁷ à 10⁸ M⊙ (R. Maiolino et al. 2024) , ou par la formation d’étoiles dans des galaxies déjà massives, dont la masse stellaire est de l’ordre de 10⁹ à 10¹¹ M⊙ (I. Labbé et al. 2023). Plusieurs études ont montré que leurs distritibution spectrale d'énergie peuvent être expliquées par diverses fractions d'AGN, qui est la fraction de lumière générée par le trou noir central à une longueur d'onde spécifique.

La plupart des LRD présentent de larges raies d'émission. Ce phénomène est généralement associé à la présence d'un trou noir supermassif central, qui accélère le gaz à des vitesses élevées. Ces signatures sont largement utilisées, aussi bien localement que dans l'Univers lointain, pour estimer la masse des trous noirs supermassifs. Cependant, plusieurs études ont également montré que cette même signature peut être produite par des galaxies extrêmement massives et compactes, dans lesquelles la forte densité stellaire du cœur engendre naturellement des dispersions de vitesse extrêmes (JFW Baggen et al. 2024 ; A. Loeb 2024 ).

Une complication supplémentaire découle de l'absence de détection de rayons X provenant des LRD, même dans les analyses d'empilement profond. Ceci est problématique pour l'hypothèse du trou noir, car la présence d'émissions de rayons X est généralement considérée comme une caractéristique de la présence d'un trou noir supermassif. Cependant, plusieurs modèles expliquent l'absence d'émissions de rayons X tout en préservant l'hypothèse du trou noir. Par exemple, R. Maiolino et al. (2025) suggèrent qu'une couche très épaisse de matériau absorbant, avec un facteur de couverture important, masquerait l'émission de rayons X. F. Pacucci et R. Narayan ( 2024 ) proposent qu'une accrétion légèrement super-Eddington sur un trou noir supermassif en rotation lente créerait un spectre d'émission si mou dans le domaine des rayons X qu'il serait pratiquement indétectable par les observatoires de rayons X actuels. 

L'interprétation fondée uniquement sur les étoiles est également remise en question. En particulier, la combinaison de deux facteurs soulève un problème majeur : (i) la nécessité de masses stellaires de l'ordre de 10⁹ à 10¹¹ M⊙ pour reproduire la lumière observée et (ii) leur compacité, avec des rayons effectifs de l'ordre de 80 à 300 pc. Les densités stellaires du cœur qui en résultent sont énormes, comme l'ont montré JFW Baggen et al. et CA Guia et al. en 2024. Plus précisément, cette dernière étude révèle que 35 % d'un échantillon de 475 LRD présentent des densités stellaires du cœur supérieures aux densités stellaires les plus élevées observées dans divers systèmes, atteignant des valeurs de l' ordre de 10⁹ M⊙ pc⁻³ ! (imaginez 1 milliard de soleils dans un cube de 3,2 années-lumière de côté...). Ces valeurs sont plus de 10 fois supérieures à la densité requise pour que des collisions stellaires incontrôlées se produisent.

Un processus d'emballement est un processus au cours duquel la croissance de l'étoile centrale se produit sur une échelle de temps plus courte que sa durée de vie. En supposant les propriétés environnementales estimées pour les LRD, les chercheurs ont calculé le temps de collision stellaire moyen, qui se trouve être inférieur à 1 million d'années, ce qui garantit que les conditions d'emballement sont réunies. Les collisions stellaires incontrôlées (à emballement) sont proposées depuis longtemps comme un mécanisme de formation des trous noirs supermassifs (RH Sanders 1970 ; MC Begelman & MJ Rees 1978 ; MJ Rees 1984 ; GD Quinlan & SL Shapiro 1990 ). Et les collisions stellaires dans les environnements denses autour des trous noirs supermassifs centraux, y compris celui de la Voie lactée, ont été largement étudiées et ont été proposées comme un mécanisme efficace pour la formation d'étoiles massives. 

A partir de ces constats et de ces questions ouvertes, Fabio Pacucci (Harvard Smithonian Center for Astrophysics) et ses collaborateurs ont examiné le phénomène en adoptant l'interprétation « étoiles seules », caractérisée par des densités stellaires extrêmes au cœur des galaxies LRD. Ils ont cherché à déterminer si le système stellaire résultant demeure stable ou bien si des collisions stellaires incontrôlées conduisent inévitablement à la formation d'un trou noir supermassif au cœur des LRD. 

Les astrophysiciens ont étudié les conséquences dynamiques de ces densités stellaires extrêmes à l'aide de trois approches complémentaires : une analyse de Fokker-Planck, un modèle analytique et une simulation directe à N corps. Pacucci et ses collaborateurs montrent que dans les LRD typiques (ρ ⋆  ∼ 10 000 à 100 000 M⊙ pc​​−3 ), le temps de friction dynamique pour les étoiles de 10 M⊙ dans les 0,1 pc centraux est très court (≲0,1 Mégannées), ce qui permet une ségrégation de masse rapide et la formation d'un noyau dense.

Et pour des  densités stellaires plus élevées (ρ ⋆  ∼ 10 millions M⊙ pc​​−3 ), ils trouvent que des collisions stellaires incontrôlables commencent à se produire en ∼0,5 mégannées, ce qui produit des étoiles très massives avec une masse finale comprise entre  9000 et 50 000 M⊙ en moins de 1 million d'années ! 

Ensuite, une fois que l'approvisionnement en étoiles supermassives est épuisé, ces étoiles supermassives se contractent sur une échelle de temps de Kelvin-Helmholtz (∼8000 ans) et s'effondrent gravitationnellement, produisant un trou noir massif avec une masse identique à celle de l'étoile. Ce processus conduit ainsi à la formation de graines de trous noirs supermassifs de masse de l'ordre de 10 000 M ⊙ jusqu'à un redshift z  ∼ 4 (1,6 milliards d'années post BB)..

Ces conclusions de Pacucci et al. reposent sur les densités stellaires déduites pour les LRD. Les estimations de masse stellaire sont sujettes à des incertitudes liées à la modélisation spectrale et à la contamination par les noyaux actifs de galaxies. Bien que certaines études suggèrent que les masses stellaires sont généralement robustes à moins de 0,3 dex près, des erreurs plus importantes ne peuvent être exclues selon les chercheurs. Si les masses stellaires réelles sont beaucoup plus faibles, les densités correspondantes, et la probabilité de collisions incontrôlées, seraient réduites.

Les auteurs rappellent cependant que les densités stellaires extrêmes peuvent également expliquer d’autres caractéristiques observées sur les LRD. Par exemple, A. Loeb et J.F.W. Baggen et al. (2024) ont proposé que les fortes dispersions de vitesse ( σ  ≳ 10³ km s⁻¹ ) induites par de tels systèmes compacts produiraient naturellement les raies larges observées dans de nombreuses LRD, sans faire intervenir l’activité d’un noyau galactique actif (AGN). Ces fortes dispersions de vitesse sont également confirmées par l'analyse de Paccuci et al. à des échelles spatiales de l’ordre de 100 pc. Dans cette perspective, les raies larges reflètent le potentiel gravitationnel du cœur stellaire dense.

De plus, la formation de trous noirs massifs d'environ 10⁴ M⊙ au centre des LRD pourrait également étayer les modèles selon lesquels la lumière observée est alimentée par des événements de rupture par effet de marée (TDE). J. Bellovary a proposé récemment que les LRD pourraient s'expliquer par des systèmes stellaires denses abritant un trou noir de masse intermédiaire, produisant des TDE récurrents lors de l'accrétion d'étoiles. En effet, l'effondrement de l'étoile supermassive centrale en un trou noir massif préserve la majeure partie de la distribution stellaire environnante, qui reste extrêmement dense : seule une petite fraction de la masse stellaire initiale est piégée dans le trou noir. Par conséquent, un important réservoir stellaire demeure disponible, entraînant des ruptures stellaires fréquentes et, de ce fait, une accrétion soutenue. Ce processus pourrait naturellement alimenter l'émission observée dans certaines LRD tout en contribuant à la croissance rapide du trou noir massif.

La voie de collision stellaire incontrôlée qui est explorée dans cette étude est distincte de l'hypothèse largement étudiée du trou noir à effondrement direct. Une graine de trou noir supermassif formée dans une LRD prototypique à z  ∼ 5 ne peut pas expliquer les quasars de masse supérieure à 10⁹ M⊙ qui ont été découverts à une époque plus précoce (à z ∼ 6–7) , et qui servent à contraindre les modèles de germination. Les LRD à z  ∼ 5 peuvent en revanche produire des germes massifs à des époques plus tardives, susceptibles d’ensemencer les trous noirs supermassifs de galaxies plus récentes.

Cependant, comme l'ont souligné F. Pacucci et A. Loeb en 2025 et comme l'ont illustré P. Rinaldi et al. cette année également, le faible nombre de détections de LRD à un redshift supérieur à 7 pourrait être  dû à un biais observationnel lié à leur faible luminosité de surface. En effet, AJ Taylor et al. ont très récemment détecté une LRD présentant de larges raies d'émission à z  ≈ 9,288 ! (530 millions d'années post BB). Si la population de LRD s'étend effectivement à des décalages vers le rouge plus élevés, alors elles constitueraient des candidates idéales pour amorcer la population de trous noirs supermassifs vus dans les quasars de masse ≳  10⁹ M⊙ à z  ∼ 6–7 (770 mégannées après BB).

Un avantage majeur des LRD par rapport au collapse direct pour la formation des graines de trous noirs supermassifs réside dans leur fréquence bien supérieure aux prédictions optimistes concernant la densité numérique des effondrements directs de nuages de gaz très massifs. Les densités numériques typiques des LRD sont de l'ordre de 10⁻⁴ à 10⁻⁵ cMpc⁻³, tandis que les modèles de formation par collapse direct produisent des graines de trou noir à des densités numériques de 10⁻⁶ à 10⁻⁸ cMpc⁻³. De fait, la formation de graines massives dans les LRD ne requiert pas de conditions particulières, telles qu'un gaz dépourvu de métaux ou un fort rayonnement de fond Lyman-Werner comme c'est le cas pour le collapse direct.

Pacucci et ses collaborateurs arrivent à la conclusion que, si les densités stellaires déduites dans les LRD sont confirmées, ces petits points rouges pourraient tout simplement représenter une pépinière répandue et très efficace pour les trous noirs supermassifs.

Source

Little Red Dots are Nurseries of Massive Black Holes

Fabio Pacucci, Lars Hernquist, and Michiko Fujii

The Astrophysical Journal, Volume 994, Number 1 (13 november 2025)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae1619

Illustrations

1. Images de six LRD observées avec le télescope Webb [NASA/ESA/CSA/I. Labbe]

2. Fabio Pacucci