Des graines de trous noirs supermassifs et des LRD produits naturellement dans des simulations

Une équipe d’astrophysiciens vient de produire des simulations cosmologiques complètes (rayonnement+hydrodynamique) qui reproduisent de manière auto-cohérente la naissance et la croissance initiale des trous noirs supermassifs dans un environnement de proto-amas de galaxies. Et elles montrent également l'émergence de signatures observables de ces trous noirs supermassifs qui sont totalement cohérentes avec les mystérieux LRD (Little Red Dots ). Il s'agit de la première démonstration unifiant les Little Red Dots à une phase brève et enveloppée de formation de germes massifs, qui évoluent naturellement en progéniteurs des trous noirs supermassifs actuels. L’étude est publiée dans Nature.

On sait que les trous noirs supermassifs existent moins d'un milliard d'années après le Big Bang, mais leur formation et leur croissance restent encore mal comprises. De récentes observations du télescope Webb ont révélé des sources compactes et rouges à z  > 4–6, les « petits points rouges » (LRD), dont les masses de trous noirs déduites dépassent les relations d'échelle locales. Leurs spectres indiquent une croissance rapide des trous noirs dans des environnements denses et obscurcis lors de la formation des premières galaxies, ce qui est cohérent avec les prédictions théoriques récentes. Cependant, les mécanismes proposés, tels que les trous noirs à effondrement direct ou les restes d’étoiles de Population III , reposent sur des conditions idéalisées et n'ont pas été reproduits de manière cohérente dans les simulations cosmologiques jusqu’à aujourd’hui.

Sunmyon Chon (Institut Max-Planck d'astrophysique, Garching) et ses collaborateurs ont développé de nouvelles simulations cosmologiques reproduisant l’évolution des premières galaxies en combinant les effets hydrodynamiques et le rayonnement. Ce qu’ils ont alors observés dans les résultats de leurs simulations c’est que des germes de trous noirs massifs se forment naturellement dans des régions de proto-amas surdenses qui sont exposées à un rayonnement ultraviolet lointain intense (FUV).

L'effondrement d'étoiles supermassives à partir de ces germes produit des trous noirs de l’ordre de  10⁶ M⊙ qui  subissent une brève croissance super-Eddington. De plus, ces systèmes reproduisent les caractéristiques de Balmer et le continuum rouge qui sont observés dans les LRD.

La croissance rapide de ces graines de trous noirs supermassifs se produit dans des régions de proto-amas surdenses exposées à un rayonnement FUV intense provenant de galaxies proches en phase de formation d'étoiles, où ce rayonnement inhibe la formation stellaire précoce. Chon et ses collaborateurs suivent dans leurs simulations l’effondrement d'un halo d’hydrogène à l'aide de simulations tridimensionnelles réalisées avec le code à maillage mobile AREPO. Ce halo identifié comme un site prometteur pour la formation de germes massifs, est situé à environ 10 kpc d'une galaxie voisine lumineuse qui fournit le flux FUV intense nécessaire à la formation de ces germes.

Du fait de l’intense flux UV, le halo de gaz est échauffé et ne se fragmente pas pour former une multitude d’étoiles, au contraire, il accumule un important réservoir de gaz, avant finalement de s'effondrer gravitationnellement à z  ≃ 14. La simulation montre qu’une fois l'effondrement amorcé, la protoétoile centrale croit rapidement, atteignant une masse de 500 000 à 900 000 M⊙, bien supérieure à la valeur canonique d'environ 100 000 M⊙ prédite par les modèles d'effondrement direct standard. Le puits de potentiel exceptionnellement profond du halo hôte permet au gaz ionisé de rester lié gravitationnellement et de maintenir les taux d'accrétion élevés nécessaires à la formation de germes aussi massifs.

Ces germes massifs ne restent ensuite pas statiques. Chaque germe subit ensuite une brève mais intense phase d'accrétion super-Eddington. Immédiatement après l'effondrement, une enveloppe dense et optiquement épaisse se forme autour du trou noir naissant, alimentant efficacement le disque d'accrétion. Le piégeage du rayonnement devient crucial : les photons sont advectés vers l'intérieur plus rapidement qu'ils ne peuvent diffuser vers l'extérieur, permettant des taux d'accrétion de plusieurs à quelques dizaines de fois la limite d'Eddington pendant moins d'un million d'années. Le gaz entrant provient du disque circumstellaire du trou noir, à l'intérieur duquel il perd du moment cinétique sous l'effet des couples gravitationnels. Ceci maintient une croissance rapide jusqu'à épuisement du réservoir, lorsque le trou noir atteint une masse de plusieurs millions de masses solaires peu après leur formation. Le taux d'accrétion diminue ensuite progressivement jusqu'à 0,1 à 1 fois la limite d'Eddington à mesure que l'approvisionnement en gaz diminue, ce qui permet au trou noir de croître jusqu'à plus de 10 millions de  M_⊙ à un décalage vers le rouge z  ≃ 10. A partir de cette époque, la simulation montre que le taux d'accrétion chute brutalement à moins de 1 % de la limite d'Eddington.

Lorsque le trou noir traverse la région centrale du halo massif voisin, son enveloppe gazeuse est arrachée par le milieu chaud environnant. Le frottement dynamique l’amène ensuite au centre de la galaxie, où il fusionne avec le trou noir supermassif déjà présent s’il y en a déjà un. À un décalage vers le rouge z  ≃ 8, le trou noir s’est stabilisé dans le kiloparsec central d'une galaxie dont la masse stellaire est d'environ 1 milliard  M_⊙, établissant un rapport masse de trou noir/masse stellaire d'environ 1 %, soit un ordre de grandeur supérieur à la relation locale. Après sa stabilisation, le trou noir reprend une accrétion inférieure à la limite d'Eddington, maintenant une croissance lente mais régulière.

Pendant une brève période, le taux d'accrétion peut atteindre la limite d'Eddington, durant laquelle la masse du trou noir et la luminosité d'accrétion déduite sont compatibles avec celles des noyaux galactiques actifs (AGN) à haut décalage vers le rouge qui sont observés. Chon et ses collaborateurs observent que plusieurs sites de formation de germes émergent au sein de ce même environnement surdense, indiquant que la formation de plusieurs germes lourds peut se produire naturellement dans les régions de proto-amas.  

Ces résultats fournissent ainsi un mécanisme unifié reliant la naissance des germes massifs, leurs phases de croissance de courte durée et les trous noirs supermassifs naissants découverts par le télescope Webb sous la forme de LRD, offrant ainsi une explication cosmologique à leur abondance et à leurs propriétés.

Le calcul de Chon et ses collaborateurs ne couvre qu'une partie des régions entourant les halos massifs, ce qui leur fait dire que le taux réel de formation de ces germes massifs pourrait être encore plus élevé que celui qu’ils ont estimé. Pris ensemble, ces résultats suggèrent que l'Univers primitif abritait de nombreux trous noirs à croissance rapide qui ont profondément influencé l'assemblage des premières galaxies massives.

 

Source

Des trous noirs surmassifs et des LRD se forment naturellement dans les simulations

Sunmyon Chon  et al.

Nature 657 , 621–625 (16 septembre 2026).

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10985-8

Illustrations 

1. Exemple de résultats de simulation montrant l'apparition de graines de trous noirs supermassifs (Chon et al.)

2. Sunmyon Chon

Découverte de sources lumineuses de rayons X "hyper-mous"

Grâce au télescope spatial Chandra, des astrophysiciens ont découvert une nouvelle classe d'objets au comportement inédit. Ces objets émettent des rayons X d'énergie exceptionnellement faible, et un rayonnement ultraviolet intense. Ils pourraient permettre de résoudre non pas une, mais deux questions fondamentales de l'astrophysique. L'article est publié dans Nature Astronomy.

Mustafa Muhibullah (université d'Alabama) et ses collaborateurs ont découvert un total de 84 sources de rayons X "hyper-mous" dans les six galaxies qu'ils ont étudiées, grâce aux données accessibles au public dans les archives de Chandra. Généralement on classe les rayons  X en deux classes : les rayons X durs, qui ont une énergie supérieure à 10 keV et les rayons X mous, de moins de 10 keV. Mais ici, ces rayons X sont à la limite des photons ultraviolets, avec quelques dizaines ou centaines d'électronvolts. 

Deux des 6 galaxies sont des spirales, M31 (la galaxie d'Andromède) et M101, tandis que les quatre autres sont elliptiques. Les chercheurs ont trouvé ces sources de rayons X hyper-mous aussi bien dans des régions de formation stellaire active que dans des zones abritant des étoiles plus anciennes. L'équipe a repéré ces sources en identifiant des objets apparaissant sur les images de Chandra prises aux énergies de rayons X les plus basses, mais disparaissant sur les images à plus haute énergie. Cela signifie que ces objets émettent beaucoup plus de rayons X de basse énergie que de haute énergie. Et comme les rayons X de basse énergie se situent à la limite du rayonnement ultraviolet énergétique sur le spectre électromagnétique, les chercheurs ont déterminé que ces sources produisent également d'importantes quantités de rayonnement ultraviolet énergétique.

On ignore encore la nature des objets responsables de ces rayons X de faible énergie et de ce rayonnement ultraviolet intense. L'équipe pense qu'il s'agit très probablement d'un trou noir, d'une étoile à neutrons ou d'une naine blanche qui aspire de la matière d'une étoile compagne. Cette matière est chauffée pour produire des rayons X avant de tomber sur la naine blanche, l'étoile à neutrons ou le trou noir. De tels systèmes binaires ont déjà été observés, mais jamais avec un rayonnement ultraviolet aussi intense et des rayons X de faible énergie aussi puissants. Il faut savoir que les binaires X, qui sont ainsi alimentées par l'accrétion de matière provenant d'une étoile compagne sur un trou noir, une étoile à neutrons ou une naine blanche, comptent parmi les sources non explosives les plus brillantes des galaxies ; leur luminosité surpasse celle du Soleil de plusieurs millions de fois. 

Si les binaires X classiques émettent principalement au-delà de 0,3 keV, les sources plus froides, dont le pic d'émission se situe dans l'ultraviolet extrême (EUV), restent difficiles à détecter en raison d'une lacune observationnelle persistante. 

Les sources les plus lumineuses trouvées par Muhibullah et ses collaborateurs rayonnent à une puissance proche de 10³⁸ erg s⁻¹ dans la bande X étroite. Et les modèles spectraux suggèrent des luminosités bolométriques encore plus élevées, dont la majeure partie est émise dans l'EUV. 

Les astrophysiciens pensent que certains systèmes binaires de naines blanches, pourraient exploser en supernovas de type Ia, un phénomène crucial pour mesurer l'expansion de l'Univers. Les astronomes recherchent depuis de nombreuses années les étoiles qui se transforment en supernovas de type Ia, juste avant qu'elles n'explosent, sans succès jusqu'à présent. Si les sources de rayons X hyper-mous correspondent à de tels systèmes binaires, cette quête pourrait trouver une solution très intéressante. 

L'autre mystère que ces sources de rayons X hyper-mous pourraient éclaircir concerne l'ionisation du gaz interstellaire dans certaines galaxies. Ce phénomène est important à étudier car il peut influencer la vitesse de formation des étoiles et le cycle de vie des galaxies. Les étoiles chaudes et massives jouent un rôle, mais n'expliquent pas entièrement ce processus. Le rayonnement ultraviolet intense émis par ces sources de rayons X hyper-mous pourrait ainsi jouer un rôle crucial.

Selon les chercheurs, quelle que soit leur nature exacte, les gammes de température des sources d'X hyper-mous suggèrent qu'elles pourraient contribuer de manière significative à l'ionisation de vastes régions du milieu interstellaire au sein des galaxies. Pendant des décennies, la détection de raies d'émission correspondant à un haut degré d'ionisation, telles que celle de l'He II (énergie d'ionisation d'environ 54 eV), dans des galaxies à formation d'étoiles dépourvues de noyau actif, est restée une énigme. Les modèles classiques de photo-ionisation impliquant des populations stellaires de la séquence principale et des géantes ne parviennent pas à expliquer l'émission He II observée, tant dans les galaxies locales que dans celles situées à grand décalage vers le rouge.

Une étude récente de 2025 a suggéré que des sources de rayons X mous pourraient fournir suffisamment de photons ionisants de haute énergie pour produire ces raies d'ionisation intense. Mais dans certains cas, la prise en compte de composantes thermiques comprises entre 5 et 20 eV s'est avérée nécessaire pour reproduire les rapports observés entre les raies d'émission He II et H β. Cela indique que les sources de rayons X hypermous pourraient jouer un rôle clé dans l'interprétation des signatures d'ionisation détectées par le SDSS et Webb dans des galaxies, aussi bien proches qu'à grand redshift. 

Cette classe énigmatique de sources pourrait donc détenir la clé de deux mystères persistants de l'astrophysique, à savoir l'origine des raies d'ionisation élevée dans les galaxies et la nature des progénitrices des supernovas de type Ia...

Source

Hypersoft X-ray sources as a low-energy class of luminous cosmic emitter

Mustafa Muhibullah et al.

Nature Astronomy (9 september 2026)

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02959-7

Illustration 

1. Images de Chandra de NGC 3379 et NGC 4472 dans deux gammes d'énergie révélant des sources de rayons X hypermous (Muhibullah et al.)

2. Mustafa Muhibullah

L'expérience LZ détecte un signal potentiel de matière noire !

Pour une fois, je vais déroger à la règle que je suis fixée de ne parler que d’articles publiés dans des journaux après revue par des pairs. Il s’agit ici de la présentation d’un résultat il y a deux jours dans une conférence de physique qui s’est tenu au Japon, et qui concerne la matière noire, qui me touche particulièrement… Je précise que l’article correspondant a été soumis pour publication dans la très fameuse Physical Review Letters et pourrait sortir dans quelques mois…

Ce dont il est question est une nouvelle analyse de l’expérience LUX-ZEPLIN (LZ) qui exploite un détecteur de type chambre à projection temporelle au xénon liquide. Cette expérience internationale menée par 250 chercheurs et ingénieurs est installée au laboratoire souterrain de Sanford, dans le Dakota du Sud, à environ 1600 m sous terre.

Avec ses 10 tonnes de xénon liquide, l'expérience est optimisée pour la détection des WIMPs (particules massives interagissant faiblement) qui pourraient avoir différentes masses et différents types d’interactions (très faible !) avec la matière ordinaire.

Voilà, le 1er septembre, Sam Eriksen (université de Bristol) a fait une présentation des derniers résultats de la collaboration LZ lors de la conférence 2026 TeV Particle Astrophysics (TeVPA) qui a lieu cette semaine à Tendo au Japon.

A la slide 16 de sa présentation, il montre un graphe représentant tous les événements détectés au cours de 220 jours de données enregistrées entre mars 2023 et avril 2024. La collaboration avait précédemment exploré cet ensemble de données à la recherche de faibles signaux provenant des interactions WIMP les plus simples. Mais les chercheurs ont fait une nouvelle analyse qui a porté sur un éventail plus large d'interactions WIMP qui seraient susceptibles de déposer davantage d'énergie dans le détecteur.

Normalement, dans ce type de graphe en deux dimensions, qui représente l’énergie déposée dans le signal de scintillation en abscisse et le signal d’ionisation en ordonnée, tous les points qui apparaissent sont des interactions de particules du bruit de fond et elles se répartissent en deux zones : la zone de reculs de noyaux de Xénon (où on s’attendrait à voir les interactions de WIMPS, mais aussi de neutrons du bruit de fond, cette zone étant quasi vide en dehors des phases de calibration neutronique) et puis la zone des reculs d’électrons, qui est plus peuplée par de nombreuses interactions d’électrons et de photons gamma par exemple.

Ce qu’on voit sur ce graphe de la slide 16 de Sam Eriksen c’est un point qui se trouve en plein dans la zone des reculs de noyaux de Xénon, et qui est tout seul, isolé, loin de la bande des reculs d’électrons. Ce résultat a été obtenu après sélection des événements et du volume fiduciel dans un échantillon de données correspondant à une exposition de 2,84 tonne-année. Cet événement unique de recul nucléaire est compatible avec une interaction par recul nucléaire élastique présentant une énergie de recul de 248 ± 23 (stat) ± 23 (sys) keV. Cet événement peut être décrit par les spectres de signal prédits par plusieurs modèles élastiques ou inélastiques de matière noire.

Il conduit à une signifiance statistique globale de 2,6σ et à une signifiance locale maximale de 3,4σ, mais à condition que la masse de la WIMP soit supérieure à 200 GeV/c². Il faudrait 5σ pour annoncer la découverte tant attendue, mais environ 3σ, ça correspond déjà à une probabilité de 0,5% pour que ce signal soit en fait du bruit de fond mal évalué. Ou si on préfère, 99,5% pour que soit une particule de matière noire…

Evidemment, les physiciens de LZ en voyant se point isolé dans le graphe (le genre de signal qu’on attend depuis plus de 30 ans !), ont cherché toutes les solutions de bruit de fond qui pourraient expliquer sa présence. Ils ont évalué l’effet de plusieurs processus de bruit de fond parmi les plus rares ainsi que des effets de détection. Mais aucun n’a pu être identifié comme une explication plausible de l’événement qui a été nommé LZ 230616 (car la détection date du 16 juin 2023).

Les neutrons sont généralement considérés comme la cause la plus probable des interactions de type recul nucléaire (induit par une collision sur un noyau de xénon), les physiciens de LZ ont étudié trois sources principales : des réactions (α,n), la fission spontanée et les cascades induites par des muons. Un neutron doit avoir une énergie d’au moins 8 MeV pour transmettre 250 keV à un noyau de xénon lors d’une diffusion élastique, et la section efficace de diffusion élastique des neutrons sur le xénon présente un pic très prononcé vers l’avant à mesure que l’énergie du neutron augmente, ce qui conduit à de faibles dépôts d’énergie. À l’instar des neutrinos et des coïncidences accidentelles, il est donc très peu probable d’observer un seul recul à cette énergie sans observer également plusieurs autres événements à des énergies plus faibles. Ces informations spectrales, en plus des systèmes de veto du détecteur, constituent une contrainte forte dans l’inférence statistique sur la contribution des neutrons au fond dans la région d'intérêt de l’événement.

La composante neutronique dominante provient des réactions (α,n) dans les matériaux des détecteurs. Les neutrons de fission spontanée sont aussi pris en compte dans l’inférence statistique bien que leur taux soit jusqu’à 100 fois inférieur à celui des réactions (α,n). Mais la forte multiplicité en neutrons et en photons γ de la fission spontanée entraîne une probabilité élevée d’interactions multiples dans les détecteurs de LZ. À titre de vérification croisée, les neutrons à diffusions multiples ont été analysés afin de fournir une estimation secondaire du nombre de neutrons de fission spontanée qui seraient présents dans la région d’intérêt (ROI), avec une valeur prédite de 0,02 ± 0,02.

Quant aux cascades induites par des muons, elles peuvent produire des neutrons dont les énergies peuvent atteindre plusieurs GeV et qui sont susceptibles d’être alignés avec la direction du muon incident. Des simulations portant sur 2,1 × 10⁹ événements de muons atmosphériques ont été générées par les chercheurs, ce qui équivaut à 1 200 années d’exposition de LZ, sans qu’aucun dépôt de type du signal observé n’ait été observé.

Des simulations supplémentaires de neutrons dont les énergies varient entre 50 MeV et 1 GeV, produits dans la roche du laboratoire, ont également été réalisées afin d’évaluer l’efficacité de marquage du système de veto entourant le détecteur dans le cas où ni un muon ni aucune autre particule secondaire ne déclencherait le détecteur. Cette efficacité de marquage s’est avérée être de 80,0 ± 4,0 %. Eriksen et ses collaborateurs ont donc fixé une limite supérieure, avec un niveau de confiance de 90 %, pour le nombre d’événements de diffusion unique prévus, quelle que soit leur énergie, issus de neutrons induits par des muons, à 4,6 10⁻⁴… Ils n’ont donc pas inclus les neutrons induits par des muons dans le modèle du bruit de fond.

En résumé, le détecteur LZ a détecté une interaction de particule unique en juin 2023 et depuis trois ans, les chercheurs peinent à l’expliquer avec les signaux du bruit de fond connus provenant de la matière ordinaire. A court d’idées, ils ont décidé de rendre publique leur observation, lors d’une conférence spécialisée, et dans un prochain article de Physical Review Letters.

Ce résultat n'atteint pas encore le seuil statistique requis pour parler de découverte, mais il constitue l'indice le plus convaincant de l'existence de matière noire rapporté à ce jour par l'expérience LZ. Si l'événement LZ 230616 était vraiment dû à la matière noire, cela voudrait dire que la particule WIMP qui l'a généré aurait une masse d'au moins 200 GeV/c², ce qui est une plage de masse qui n’était pas privilégiée jusqu’à aujourd’hui. Et cela suggérerait également un type d'interaction spécifique entre les WIMPs et la matière ordinaire, qui irait au-delà du modèle le plus simple qui était généralement pris en compte.

Heureusement, depuis le 1er avril 2024, le détecteur LZ a continué à collecter des données dans les mêmes conditions de champ électrique que celles qui ont vu apparaître l’événement LZ 230616. On attend maintenant avec impatience l’apparition du deuxième événement du même type dans la zone d’intérêt…

Qui sait ? Peut-être avant la fin du processus de revue de Physical Review Letters (ou pas...).

 

Source

Search for dark matter particle interactions in an extended nuclear recoil energy window with the LUX-ZEPLIN (LZ) experiment

LZ Collaboration

https://arxiv.org/abs/2609.02823 (02 september 2026)

Illustrations

1. Le plot de la page 16 de la présentation de Sam Eriksen , le signal mystérieux est entouré par une croix rouge (LZ collaboration)

2. Schéma du détecteur Lux Zeppelin (LZ) 

Bételgeuse est une étoile binaire

Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Miguel Montargès (Observatoire de Paris – PSL) a publié fin juillet  la preuve la plus convaincante à ce jour que Bételgeuse est une étoile binaire. Grâce à des observations avec le Very Large Telescope (VLT) de l’ESO, les chercheurs ont obtenu l’image la plus significative jamais acquise de son étoile compagne, mettant fin à des décennies de questionnements. L'étude est parue dans Astronomy & Astrophysics.

Bételgeuse est une supergéante rouge de la constellation d’Orion (en haut à gauche si vous êtes dans l'hémisphère nord). Bételgeuse, dont la masse est estimée entre 15 et 20 fois celle du Soleil et dont le rayon atteint près de 700 à 1 000 rayons solaires, compte parmi les étoiles les plus imposantes de notre voisinage galactique. On se rappelle que Bételgeuse avait suscité une forte émotion en 2019-2020 lorsque son éclat avait brutalement diminué, alimentant les spéculations sur une explosion imminente en supernova. Une étude menée par Miguel Montargès et ses collaborateurs, déjà, avait finalement montré que cet assombrissement spectaculaire résultait de l’éjection d’un important nuage de poussière venu masquer temporairement l’étoile.

On estime que toutes les étoiles massives, y compris les progénitrices des supergéantes rouges, naissent sous forme de systèmes binaires ou de systèmes multiples d'ordre supérieur. Mais, la fraction binaire des supergéantes rouges s'est avérée être d'environ 20 à 40 % comme l'ont montré Patrick et al. en 2022 et Dai et al. en 2025. Cette différence est probablement liée à l'évolution binaire. De tels systèmes en orbite rapprochée peuvent interagir, voire fusionner, avant que l'étoile principale n'atteigne le stade de supergéante rouge.

Parmi les deux supergéantes rouges les plus proches (avec Antarès), Bételgeuse est l'étoile la plus étudiée de sa classe. La courbe de lumière de Bételgeuse est complexe et présente des variations semi-régulières avec des périodes de 2200, 420, 230 et 180 jours (Joyce et al. 2020 ;Jadlovský et al. 2023 ). Les trois périodes les plus courtes sont généralement identifiées comme des modes de pulsation radiale de la supergéante, tandis que la nature de la période la plus longue fait débat. Goldberg et al. (2024) et MacLeod et al. (2025) ont étudié la courbe de lumière de l'étoile en lien avec les variations de vitesse radiale et l'astrométrie et ont suggéré que cette longue période secondaire (LSP) de 2200 jours pourrait indiquer la présence d'une compagne jusqu'alors non détectée qui, lors de son transit, environ tous les 6 ans, modulerait la poussière circumstellaire sur la ligne de visée. Il est à noter qu'environ 25 à 30 % de toutes les supergéantes rouges présentent des LSP, comme l'avaient montré Kiss et al. en 2006 et Soszyński et al. en 2021.

Bételgeuse a été décrite comme un astre binaire à plusieurs reprises au cours du XXe siècle, par exemple par Karovska et al. en 1986, et elle apparaît même dans plusieurs catalogues binaires (Proust et al. 1981 ;Wycoff et al. 2006). Mais jusqu'à présent, ces affirmations manquaient de confirmation indépendante.

Les études de Goldberg et al. et MacLeod et al.  avaient prédit qu’à la fin de l’année 2024, l'étoile compagne présumée serait dans une position orbitale particulièrement favorable à sa détection. Des campagnes d'observation ont donc eu lieu fin 2024 mais n'ont malheureusement pas pu conclure positivement : Goldberg et al. (2025) et O'Grady et al. (2025) ont respectivement signalé une non-détection à l'époque d'élongation maximale avec les observations du télescope spatial Hubble dans l'ultraviolet lointain et de Chandra dans les rayons X. Howell et al. (2025) ont utilisé les propriétés orbitales suggérées par Goldberg et al. et MacLeod et al. pour rechercher une compagne à l'aide de l'imageur de speckle 'Alopeke du télescope Gemini Nord à Hawaï. Ils ont certes rapporté une détection préliminaire à l'élongation maximale prévue de 52 ms d'arc en décembre 2024, mais seulement avec un niveau de confiance de 1,5 σ . Par la suite, Dupree et al. (2026) ont rapporté l'effet de la compagne encore hypothétique sur le matériau circumstellaire et la chromosphère grâce à la spectrométrie du télescope Hubble. Mais ce sont finalement les observations menées en décembre 2024 par Miguel Montargès et ses collaborateurs qui ont permis de mettre un terme à cette longue quête. 

Les astrophysiciens ont réussi à obtenir une image dont l'analyse a permis de détecter la compagne candidate avec un niveau de confiance de 6,1 σ.  Et ils y ajoutent en bonus la cartographie des nuages ​​de poussière dans l'environnement circumstellaire de Bételgeuse.

L’image a été obtenue grâce à SPHERE, l’instrument d’imagerie à très haut contraste qui est installé sur le VLT et initialement développé pour détecter des exoplanètes. Bételgeuse étant des dizaines de milliers de fois plus lumineuse que sa compagne présumée,  la détection directe de la lumière de cette étoile a nécessité plusieurs mois de traitement et d’analyse des données.

Montargès et ses collaborateurs déterminent que Bételgeuse B décrit une orbite autour de Bételgeuse en six ans environ, ce qui est en accord avec les modèles qui avaient été proposés ces dernières années. Une nouvelle campagne d’observation permettra néanmoins de suivre son déplacement orbital et de confirmer définitivement cette interprétation. En effet, le fait de se baser sur une seule époque d'observation ne permet pas de confirmer les solutions orbitales proposées par Goldberg et al. (2024) et MacLeod et al. (2025) . Montargès et ses collaborateurs ont détecté la candidate Bételgeuse B le 6 décembre 2024, mais ils ne peuvent pas affirmer qu'elle se trouvait précisément à son élongation maximale, ou proche de celle-ci, comme le supposaient les deux études précédentes. Cependant, la séparation projetée peut servir de limite inférieure pour le demi-grand axe, qui vaudrait 8,80 AU, pour une distance de Bételgeuse de 168 pc (d'après Joyce et al. (2020)) . Pour une masse de Bételgeuse de 16,5 M⊙ , cela conduit à une période orbitale d'au moins 5,9 ans, ce qui est cohérent avec les périodes orbitales de 5,94 et 5,78 ans dérivées par Goldberg et al. (2024) et MacLeod et al. (2025) .

Cependant, il faut noter que ces estimations dépendent de la distance de Bételgeuse, et cette distance n'est pas encore très bien connue avec précision. Si Bételgeuse est plus éloignée que 168 pc, la LSP de 2200 jours (6 ans) qui est observée dans la lumière de Bételgeuse (le système binaire) pourrait ne plus correspondre à la période orbitale qui est trouvée ici. Car la détermination de la distance de Bételgeuse pose problème depuis des décennies : la parallaxe optique est contrainte à l’intérieur du disque apparent de l’étoile, et la convection de surface provoque des déplacements du photocentre. Pour remédier à ces problèmes, Harper et al. (2017) ont utilisé une parallaxe radio, supposée moins sensible à la convection. Ils obtiennent une estimation de distance de 222 pc. Avec cette distance, le demi-grand axe minimal de l'orbite de Bételgeuse B serait de 11,6 AU au lieu de 8,8, ce qui conduit à une période orbitale minimale de 8,7 ans. Cela ne correspondrait plus à la LSP de 2200 jours. Montargès et al. concluent que la mesure de distance de Joyce et al (168 pc) fondée sur l'astérosismologie serait la plus proche de la réalité. 

L'analyse montre que Bételgeuse B serait une jeune étoile de la séquence principale ayant une masse comprise entre 2,6 à 3,1 M⊙. Mais selon les chercheurs, cette gamme de masses est probablement plus large en raison de l'extinction inhomogène par la poussière circumstellaire, qui est impossible à estimer avec leurs données. Conjuguée à l'inclinaison du système, cette observation rend ces valeurs de masse compatibles avec la prédiction de masse de Goldberg et al. (2024) .

Montargès et ses collaborateurs notent que les jeunes étoiles de la séquence principale ont un disque d'accrétion circumstellaire appauvri ou dispersé, et par conséquent l'émission Hα, si elle existe, est uniquement le résultat de l'activité chromosphérique. Par conséquent, la non-détection de l'émission Hα, et l'absence de détection dans l'ultraviolet lointain par le telescope Hubble (Goldberg et al. 2025) ainsi que l'absence de signal X dans les observations de Chandra (O'Grady et al. 2025) sont compatibles avec l'hypothèse que Bételgeuse B est une jeune étoile de la séquence principale plutôt qu'une étoile de type pré-séquence principale.

La probabilité que Bételgeuse B soit juste une coïncidence de visée plutôt qu'une étoile compagne liée gravitationnellement est négligeable. Néanmoins, pour confirmer définitivement qu'il s'agit d'une véritable compagne, Bételgeuse B devra être observée du côté opposé de Bételgeuse après une demi-période orbitale. Ces observations supplémentaires permettront de contraindre précisément la solution orbitale. Et cela permettra d'approfondir l'étude de la nature, de l'évolution passée et du devenir futur du système Bételgeuse. Les interactions gravitationnelles entre les deux étoiles pourraient influencer la perte de matière de Bételgeuse, voire modifier certains aspects de son évolution finale, avant son explosion en supernova tant attendue... 

Source

VLT/SPHERE images of the candidate companion of Betelgeuse

Miguel Montargès et al.

A&A Volume 711 (28 July 2026)    

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202661023

Illustrations

1. Image de Bételgeuse B (croix), Bételgeuse se situe dans le cercle blanc (ESO/M. Montargès et al.)

2. Miguel Montargès

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La Dernière Supernova

Découverte d'une étoile qui passe à seulement 12 unités astronomiques de Sgr A*

Une équipe d’astronomes vient de publier la découverte d'une étoile peu lumineuse sur l’orbite qui se rapproche le plus de Sgr A*, le tou noir central de notre galaxie Sa période orbitale autour du trou noir supermassif n’est que de 8,7 ans et sa distance au péricentre est suffisamment faible pour que sa vitesse maximale atteigne 25 000 km/s. Grâce aux capacités de mesure actuelles de l'interférométrie proche infrarouge et aux futures spectroscopies réalisées avec les prochains télescopes géants, le mouvement de cette étoile nommée S301 pourra directement mesurer la rotation de Sgr A*. La forte excentricité de S301 suggère en outre qu'elle est la composante capturée d'un système binaire qui a été disloqué par Sgr A* via le mécanisme de Hills. L’étude est publiée dans Nature.

Puisque tous les objets de l'Univers tournent, on s'attend à ce que les trous noirs tournent également, notamment parce que le moment cinétique est conservé. Comme l'influence de la rotation sur l'espace-temps diminue avec la distance r au trou noir à un taux de r⁻³, sa mesure est en réalité complexe. L'existence de jets dans les noyaux galactiques actifs implique que les trous noirs supermassifs situés au cœur de ces noyaux tournent. Des estimations de la rotation ont été obtenues à partir de spectres de réflexion de rayons X, où la forme de la raie Kα du fer sert de sonde, bien que l'impact de la rotation soit faible.

Pour les trous noirs stellaires en accrétion, les rotations peuvent être estimées à partir de la théorie de l'accrétion, et ne sont donc pas exemptes d'hypothèses. Les signatures les plus nettes sont probablement celles des fusions d'ondes gravitationnelles, où les spins des objets initiaux figurent parmi les paramètres d'ajustement des formes d'onde avant fusion, et le spin du trou noir résultant peut être déduit de sa signature de relaxation.

Sagittarius A* (Sgr A*), le trou noir supermassif du centre galactique (à 8,3 kpc), offre une méthode directe et dynamique pour mesurer sa rotation grâce aux étoiles proches qui lui tournent autour. Quelques dizaines d'étoiles gravitent sur des orbites quasi képlériennes, avec une distribution d'excentricité relativement faible et des orbites orientées aléatoirement. Les étoiles les plus proches de Sgr A* sont les plus précieuses, car elles permettent d'explorer au plus profond du potentiel gravitationnel. En particulier, l'étoile S2, sur une orbite de 16 ans, a fait l'objet d'une attention particulière en raison de son orbite relativement facile d'accès. Le mouvement de S2 est fortement affecté par les effets relativistes : lors de son passage au péricentre en 2018, le décalage vers le rouge gravitationnel de Sgr A* a pu être mesuré. En 2020, les données astrométriques de l'étoile ont montré que son orbite avait précessé d'environ 12′ en 2018, ce qui est parfaitement compatible avec un mouvement suivant la métrique relativiste. Ces découvertes ont été rendues possibles grâce à l'interférométrie proche infrarouge avec l'instrument GRAVITY du Very Large Telescope de l’ESO au Chili.

Pour S2, l'instrumentation actuelle exige des séries temporelles excessivement longues pour détecter sa rotation. Le paramètre déterminant la sensibilité d'une étoile aux effets relativistes est sa distance au péricentre r =  a (1 −  e ), qui pour S2 est de 1 400  R_S (rayons de Schwarzschild, 1 R_S  = 10 µas pour Sgr A*).
Des étoiles avec un r plus petit permettraient une détection plus rapide, nécessitant des demi-grands axes a plus petits et/ou des excentricités e plus grandes . Avec une résolution spatiale d'environ 1,7 mas, une précision astrométrique d'environ 30 µas comparable à R_S et un champ de vision d'environ 70 mas, GRAVITY peut théoriquement détecter des étoiles dont le passage au péricentre est beaucoup plus proche de Sgr A* que celui de S2.
Karim Abd El Dayem (Observatoire de Paris) et ses collaborateurs ont réussi à mettre en pratique la théorie avec la découverte de l’étoile S 301.
Les astronomes de la collaboration GRAVITY observent régulièrement la seconde d'arc centrale autour de Sgr A* afin de suivre les mouvements stellaires. Les observations ont lieu mensuellement, lors de campagnes d'environ une semaine entre mars et septembre. Un temps d'observation total d'environ 80 à 100 h/an est consacré à ces observations. La majeure partie de ce temps est dédiée à un pointage central contenant Sgr A*, qui sert de référence astrométrique pour toutes les positions stellaires.

Les données sont regroupées par nuit et sont analysées de deux manières : premièrement, les données sont ajustées à un modèle qui contient les sources connues et fournit leurs positions et flux. Par construction, il ne révèle pas de nouvelles sources. Deuxièmement, une reconstruction d'images est produite en effectuant une inversion de Fourier des données. Les images permettent d'identifier des sources jusqu'alors inconnues.
C’est ainsi qu’au printemps 2023, Abd El Dayem et ses collaborateurs ont découvert une étoile peu lumineuse à 15 ms d’arc au nord-ouest de Sgr A*, qui s'est éloignée du centre au cours des mois suivants et qu’ils ont nommée S301. À partir de ses quatre positions relevées en 2023, les chercheurs ont déduit un mouvement rapide ( v  ≈ (−44, +27) ms d’arc par an, | v | ≈ 2 000 km s⁻¹ ) et légèrement incurvé, qui devait amener l'étoile hors du champ de vision central en 2024.

Ils ont donc décidé de suivre S301 par des pointages dédiés en 2024 et 2025, ce qui leur a permis d'obtenir huit puis cinq mesures astrométriques supplémentaires. Connaissant désormais l'orbite préliminaire, ils ont pu prédire a posteriori les positions de l'étoile lors des précédentes périodes d'observation et déterminer si elle se trouverait par hasard dans l'un de leurs pointages. Et ils ont effectivement détecté une forte corrélation avec S301 en 2021 et une corrélation plus faible en 2017.
Au total, les chercheurs disposent maintenant de 19 positions astrométriques de S301 qui dessinent une ellipse dans le ciel et correspondent à une orbite cohérente.  En utilisant une minimisation du χ² , ils ont ajusté une orbite képlérienne préliminaire aux données astrométriques ( α ( t ), δ ( t )) et selon cet ajustement, S301 a franchi le péricentre de son orbite début 2023, avec une séparation tridimensionnelle nettement inférieure à celle de S2. Cela implique de prendre en compte les effets relativistes, en utilisant le même modèle que pour S2, incluant l'effet Rømer (ralentissement dû à la vitesse finie de la lumière) et la précession de Schwarzschild. Le potentiel est défini par la masse centrale fixée à M = 4,297 10⁶ M_⊙ à une distance R₀ = 8 277 pc.
En raison du manque d'informations sur la vitesse radiale, deux solutions équivalentes existent, correspondant aux deux orientations possibles de l'orbite. En principe, le délai de Rømer pourrait lever cette dégénérescence, mais les deux orientations donnent des valeurs de χ² optimales indiscernables. Hormis cette ambiguïté de signe, l'ajustement de l'orbite converge de manière unique et ne correspond à aucune détection précédemment annoncée.
Et cette orbite est vraiment remarquable : elle a un demi-grand axe a = 83 ms d’arc (soit 33 % plus petit que celui de S2) et une période orbitale de 8,7 ans (environ 2 fois plus courte que celle de S2). L'étoile S301 établit un nouveau record de la période orbitale la plus courte autour de Sgr A*, le précédent record étant détenu par S55 (également appelée S0-102) qui a une période de 12 ans.

Plus extrême encore est l’excentricité de S301 qui vaut e = 0,9832 (ou 0,9821, en fonction des orientations possibles), une ellipse extrêmement serrée qui conduit à une distance au péricentre r_p  de seulement 136 R_S (ou 142 R_S  respectivement). Elle s’approche donc environ 10 fois plus près de Sgr A* que S2.
Sachant que le rayon de Schwarzschild de Sgr A* vaut 0,085 unités astronomiques (ou 12,7 millions de kilomètres si vous préférez), S301 s’approche donc au plus près à une distance d’environ 12 unités astronomiques de Sgr A*. C’est un petit plus que la distance séparant Saturne et le Soleil…

Cela implique évidemment des effets relativistes proportionnellement beaucoup plus importants que ce qui existe sur S2. Par exemple, l'avance relativiste du péricentre est de 2,0° (ou 1,9°) par orbite, ce qui fait qu'après seulement 1 560 ans (ou 1 630 ans), l'orbite a effectué une révolution complète dans son plan.  Et qui dit passage à proximité du trou noir dit grande vitesse. Les astronomes ont calculé qu’au péricentre, S301 se déplace à environ 25 600 km/s (soit 8,5 % de la vitesse de la lumière !).
Pour Abd El Dayem et ses collaborateurs, l'aspect le plus fascinant de l'orbite de S301 réside dans sa distance péricentrique extrêmement faible, car cela la rend sensible à l’effet Lense-Thirring, c’est-à-dire à la rotation de l’espace-temps induit par la rotation de Sgr A*. L’effet devrait être tel qu’il pourra être mesuré d'ici une dizaine d'années grâce aux instruments existants et/ou en projet.

S301 offre ainsi la première et seule méthode pratique pour mesurer la rotation de Sgr A* grâce à la dynamique stellaire. Bien que toutes les autres étoiles de type S connues soient insensibles à l'effet d'entraînement du référentiel (effet Lense-Thirring) sur les échelles de temps observables du fait de leur plus grande distance au péricentre, elles permettront quand-même de contraindre la masse de Sgr A* qui est utile pour la mesure de la rotation. Et ces autres étoiles permettront également de contraindre les perturbations newtoniennes dues aux masses sombres orbitant autour de Sgr A*, perturbations que l'on suppose négligeables aujourd’hui. À plus long terme, une fois disponibles des séries temporelles suffisamment longues de données astrométriques et spectroscopiques suffisamment précises, S301 ouvrira la voie à la détermination du moment quadripolaire de Sgr A* et à la vérification de la relation de Kerr.

Abd El Dayem et ses collaborateurs ne se sont pas arrêté là. Ils se sont également demandé comment S301 avait pu se retrouver là, aussi près de Sgr A*. Les astronomes se sont servi des échelles de temps dynamiques pour apporter une réponse. Ils constatent que l'étoile et son orbite peuvent être affectées par les collisions stellaires et la relaxation. Or la formation d'étoiles si près du trou noir supermassif est improbable compte tenu des forts effets de marée, donc S301 s'est probablement formée ailleurs et a migré vers sa position actuelle. Compte tenu de sa masse, la durée de vie de S301 est comparable au temps de relaxation à deux corps ; il est donc peu probable qu'elle se soit formée dans l'amas nucléaire et ait migré lentement vers l'intérieur par relaxation à deux corps. En revanche, la valeur extrême de son excentricité (e ≃ 0,98) peut être naturellement produite lors de la rupture d'un système binaire par un trou noir supermassif via le mécanisme de Hills. Dans ce mécanisme, l’interaction à trois corps entre le trou noir et les deux étoiles produit la capture de l’une des deux étoiles sur une orbite très excentrique et l’éjection de la deuxième à une très grande vitesse, et qui peut quitter à terme la galaxie.

La hiérarchie des échelles de temps au rayon de S301 contraint davantage son origine et son évolution. Les échelles de temps de relaxation du moment angulaire et de collision sont plus courtes que la durée de vie de l’étoile sur la séquence principale. Les chercheurs expliquent que si l'étoile était restée dans le centre galactique pendant plus de quelques dizaines de millions d’années, son excentricité se serait thermalisée, effaçant toute trace de son état initial. Dans ce cas, la forte excentricité serait simplement due au hasard (et il y a environ 3 % de chances de trouver une excentricité aussi élevée pour une distribution thermique). Alternativement, S301 pourrait avoir été injectée récemment dans le centre galactique, de sorte qu'elle n'aurait pas eu le temps de se relaxer et constituerait un fossile intact de son événement de capture.

Les longs temps de relaxation à deux corps et de spirale par des ondes gravitationnelles impliquent que le demi-grand axe de l'étoile n'a pas évolué de manière significative au cours de sa vie. Son orbite actuelle contraint donc le système binaire progéniteur.

Le demi-grand axe de l’ellipse qui est mesuré est lié à celui du système binaire antérieur à la rupture. Ces binaires compactes sont fréquentes parmi les étoiles de type F et sont supposées être circularisées par effet de marée et quasi synchronisées. S301 aurait alors une vitesse de rotation équatoriale de l’ordre de 20 à 70 km s^-1, qui pourrait être observable grâce à de futures observations spectroscopiques à haute résolution réalisées avec ELT/MICADO.

Une telle mesure de la rotation de l’étoile sur elle-même permettrait ainsi de tester directement l'origine par le mécanisme de Hills.

Prises ensemble, les propriétés de S301 suggèrent une image simple et cohérente : une binaire compacte d’étoiles de la séquence principale a été séparée par effet de marée par Sgr A*, laissant derrière elle S301 sur l'orbite la plus relativiste connue, et éjectant sa compagne sous la forme d'une étoile hyper-véloce. Mais la grande vitesse de l’étoile éjectée dans le processus n’est sans doute qu’un dixième de la vitesse actuelle de S301 lorsqu’elle passe au plus près de Sgr A* tous les 8,7 ans…

 
Source

Discovery of a star sensitive to the spin of Sagittarius A*
Karim Abd El Dayem et al.
Nature (19 August 2026)
https://doi.org/10.1038/s41586-026-10894-w

Illustrations

1. Positions de S301 autour de Sgr A* à quatre époques différentes (Abd El Dayem et al.)

2. Karim Abd El Dayem 

Les galaxies primordiales contiennent beaucoup plus de petites étoiles que prévu

Des astronomes utilisant le télescope Webb ont découvert que les galaxies primordiales massives contiennent bien plus de petites étoiles peu lumineuses que prévu. Cette population cachée pourrait rendre certaines de ces galaxies trois à quatre fois plus massives que les estimations précédentes. Cette découverte complique encore davantage l'explication de la formation de galaxies si massives et matures si peu de temps après le Big Bang. Ils publient leur étude  dans Nature Astronomy.

Les observations du télescope spatial James Webb (JWST) ont révélé que les galaxies massives se sont formées et ont évolué plus rapidement que prévu par les modèles de formation galactique, nombre d'entre elles ayant déjà accumulé une masse importante d'étoiles il y a environ 12 milliards d'années. Cependant, la masse des galaxies lointaines demeure incertaine, car elle suppose une distribution des masses stellaires à la naissance (la fonction de masse initiale, FMI) qui serait similaire à celle de la Voie lactée.
Plus précisément, la contribution des étoiles de faible masse, qui constituent l'essentiel de la masse stellaire, n'est pas observée directement mais déduite par extrapolation de la FMI de la Voie lactée. Chloe Cheng (Observatoire de Leiden) et ses collaborateurs ont examiné neuf galaxies massives et matures qui ont cessé de produire de nouvelles étoiles il y a des milliards d'années. Ils ont combiné les observations réalisées par le télescope Webb (programme JWST Initial Mass Function of Early Red NIRSpec Object )avec des données antérieures recueillies au sol par le Very Large Telescope (VLT Large Early Galaxy Astrophysics Census).

Ils ont ainsi pu obtenir des contraintes robustes sur la FMI des étoiles de faible masse au-delà de l'Univers local. En utilisant les spectres ultra-profonds des neuf galaxies massives quiescentes, les chercheurs constatent que les galaxies les plus massives présentent un excès d'étoiles de faible masse. De façon remarquable, la galaxie la plus ancienne (décalage vers le rouge de formation, z > 5) possède la fonction de masse initiale (FMI) la plus riche en étoiles de faible masse. Cette galaxie pourrait être une descendante des galaxies qualifiées de « incroyablement précoces » observées par le JWST, ce qui impliquerait que ces dernières possédaient probablement des FMI également riches en étoiles de faible masse, augmentant ainsi leur masse d'un facteur d'environ 4 ± 1 selon les chercheurs. Ces résultats pourraient donc accentuer les divergences avec les modèles de formation des galaxies.

La découverte de fonctions de masse initiales à forte densité à la base aux premiers temps est cohérente avec le modèle de formation en deux phases des galaxies massives, dans lequel les noyaux de galaxies massives et quiescentes sont en place aux premiers temps (leurs densités centrales restant constantes), leurs périphéries se constituant ultérieurement par le biais de fusions mineures.

Plus précisément, il a été constaté que les noyaux des galaxies massives actuelles de type précoce – les descendants probables de ces systèmes lointains – possèdent également des FMI à forte densité à la base. De plus, certaines des galaxies étudiées ici pourraient être encore plus riches en étoiles de faible masse que les noyaux des galaxies voisines. Ainsi, dans le scénario en deux phases, le mélange des populations stellaires par fusion pourrait réduire, au fil du temps, la richesse en étoiles de faible masse de la fonction de masse initiale dans ces galaxies.

En résumé, ce travail de Chloe Cheng et al. représente une avancée majeure dans la compréhension de l'assemblage des galaxies massives. Pour la première fois, des astrophysiciens ont mesuré avec précision la fonction de masse initiale dans un échantillon de galaxies massives et quiescentes situées au-delà de l'Univers proche. La découverte d'une FMI à forte densité à la base, c'est à dire avec une forte population d'étoiles de faible masse, notamment dans les galaxies les plus anciennes de l'échantillon, implique que les galaxies quiescentes les plus massives (> 100 milliards M⊙) découvertes à des décalages vers le rouge élevés, ont probablement des masses encore plus élevées que celles initialement rapportées. 

Ces résultats suggèrent également que les masses de leurs galaxies progénitrices pourraient être sous-estimées, ce qui accentue encore la controverse. À l'avenir, des mesures de la fonction de masse initiale à des décalages vers le rouge plus élevés, encore plus proches de l'époque de formation de ces galaxies « incroyablement précoces », permettront de clarifier cette apparente contradiction avec les modèles de formation des galaxies. De futures observations extrêmement profondes avec le télescope spatial Webb avec son spectromètre NIRSpec sera indispensable pour établir ces contraintes.

Source

Hidden mass in early galaxies revealed by bottom-heavy initial mass functions

Chloe M. Cheng et al.

Nature Astronomy (18 august 2026) 

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02932-4

Illustration

1. 6 galaxies parmi les 9 de l'échantillon étudié (Chloe Cheng et al.)

2. Chloe Cheng

Découverte de la première "étoile à trou noir"

Une équipe d’astrophysiciens vient d’identifier un objet rouge exceptionnellement brillant datant des premiers âges de l'Univers. À première vue, il ressemble à une étoile gigantesque dont les dimensions sont comparables à celles de notre système solaire. Son rendement énergétique, cependant, est extraordinaire. Cet objet produit environ 100 milliards de fois plus d'énergie que n'importe quelle étoile connue ne pourrait physiquement en générer, ce qui le rapproche considérablement des niveaux associés aux trous noirs. Cette combinaison inhabituelle a conduit les chercheurs à proposer que cet objet représente un tout nouveau type de source astrophysique. Ils le qualifient d'« étoile à trou noir ». Ils publient leur découverte dans Nature .

Dans leur article, Rohan P. Naidu (MIT) et ses collaborateurs décrivent l'analyse qu’ils ont effectuée grâce à des observations du télescope spatial Webb. Cet objet, nommé MoM-BH*-1, ressemble aux fameux Little Red Dots détectés par Webb. Selon eux, l'explication la plus probable réside dans une combinaison inédite d'un trou noir et d'une étoile : au lieu d'être alimenté par la fusion nucléaire qui alimente les étoiles ordinaires, cet objet pourrait être constitué d'un nuage de gaz extrêmement dense comme dans une étoile donc, mais énergisé par un trou noir en son centre.

Naidu et ses collègues ne recherchaient pas initialement une étoile à trou noir. Leur objectif était d'identifier certaines des galaxies les plus anciennes et les plus lointaines à l'aide du JWST grâce à un programme d'étude appelé « Mirage ou Miracle » (MoM).

En scrutant les images du JWST à la recherche de cibles prometteuses, l'équipe a remarqué une source à l'aspect particulièrement inhabituel. Elle apparaissait à la fois d'un rouge intense et d'une luminosité remarquable.

On pense tout de suite à une grande quantité de poussière responsable du rougissement, mais d'autres caractéristiques de la lumière émise par l'objet ne correspondaient pas à ce que les scientifiques attendraient normalement de la poussière. Les chercheurs ont également découvert une particularité frappante dans son spectre : la source était extrêmement brillante à certaines longueurs d'onde, tandis que sa lumière disparaissait complètement en dessous de certaines autres.

Cette chute brutale de luminosité est appelée « rupture de Balmer ». Ce phénomène est généralement lié à l'absorption de photons par du gaz dense dans l'atmosphère d'étoiles âgées de quelques centaines de millions d'années. Véga, par exemple, l'une des étoiles les plus brillantes visibles dans le ciel nocturne, présente ce même type de discontinuité.

Ici, la discontinuité dans cet objet est la plus profonde jamais observée, ce qui exclut les étoiles "ordinaires" comme source. Cela a amené Naidu et ses collaborateurs à se demander si ils étaient en présence d'un nouveau type d'"atmosphère stellaire", mais à une tout autre échelle. L'objet présente une autre particularité importante : sa lumière ne révèle pratiquement aucune trace de métaux ou d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium.

Les processus physiques à l'origine de la formation de trous noirs d'un milliard de masses solaires au cours des 700 premiers millions d'années de l'histoire cosmique, une période connue sous le nom d'aube cosmique, demeurent une énigme. Plusieurs scénarios théoriques ont été proposés pour expliquer l'amorçage et la croissance rapide des trous noirs, mais l'observation directe de ces mécanismes reste difficile. MoM-BH*-1 se situe 660 millions d'années après le Big Bang, et il présente des propriétés singulières : parmi les plus grandes ruptures de Balmer de l'hydrogène jamais observées, une large émission Hβ à pics multiples et une absorption de la raie de Balmer dans plusieurs transitions.

Les chercheurs calculent une masse pour le trou noir central, il ferait environ 100 000 masses solaires. Et l’enveloppe de gaz serait immense (pour une étoile), de la taille du système solaire.

Pour déterminer ce qui pourrait être à l'origine de l'apparence inhabituelle de l'objet, les chercheurs ont simulé plusieurs scénarios astrophysiques possibles et les ont comparés aux observations du Webb.

Ils ont commencé à se demander si il était possible de créer une couleur rouge aussi intense uniquement à partir d'hydrogène, sans aucune poussière. Il s'avère que c'est possible, à condition de disposer d'un écran d'hydrogène extrêmement dense, si dense qu'il ressemble davantage à la surface d'une étoile gigantesque qu'à une nébuleuse interstellaire.

Les chercheurs ont modélisé cette source comme un trou noir enveloppé, dans lequel la rupture de Balmer et les caractéristiques d'absorption résultent d'un gaz extrêmement dense et turbulent formant une enveloppe sans poussière autour d'un trou noir supermassif. Cette source pourrait témoigner de l'existence d'un trou noir primordial plongé dans un gaz dense – une configuration théorique proposée pour expliquer la croissance rapide des trous noirs par accrétion super- Eddington. Le rayonnement du trou noir semble dominer la quasi-totalité de la lumière observée, ne laissant qu'une faible place à la contribution de sa galaxie hôte. Selon Naidu et son équipe, si la source fusionnait avec sa voisine plus brillante, elle ressemblerait aux Little Red Dots (LRD) récemment découverts avec Webb, présentant des distributions spectrales d'énergie complexes. Ici, la couleur rouge du trou noir est due au gaz, et non à la poussière, et c'est la diffusion, et non la cinématique, qui est à l'origine des profils de raies et des luminosités complexes.

Les simulations suggèrent clairement que la source rouge doit contenir une source d'énergie extrêmement puissante, dissimulée dans un cocon d'hydrogène très dense. Une telle structure pourrait expliquer à la fois la forte discontinuité de Balmer et le fait que les chercheurs n'aient détecté que de l'hydrogène et de l'hélium.

La luminosité extrême de MoM-BH*-1, 100 milliards de fois plus brillant qu’une étoile classique, signifie qu’il ne peut pas être alimenté juste par fusion nucléaire, qui est la source d'énergie au cœur de toutes les étoiles que nous connaissons. L'équipe a donc intégré dans ses simulations un trou noir actif en accrétion au sein du cocon d'hydrogène dense. Après avoir ajusté la masse et d'autres propriétés du trou noir, Naidu et ses collaborateurs ont comparé la luminosité simulée aux mesures effectuées par le JWST. C’est ainsi qu’ils sont arrivés à la conclusion que l’objet devrait renfermer un trou noir de 100 000 masses solaires. MoM-BH*-1 serait ainsi la première « étoile à trou noir ».

La question évidente que l’on se pose, c’est : est-ce que les étoiles à trous noirs pourraient expliquer les Little Red Dots observés par le télescope Webb ?

Certains astrophysiciens soupçonnent que les étoiles à trou noir pourraient expliquer une grande partie des LRD observés sur les images du JWST. Même si ces sources sont moins brillantes que MoM-BH*-1, elles pourraient en effet partager la même structure de base.

Les LRD correspondraient à une étoile à trou noir, nichée au cœur d'une galaxie primitive. Mais la particularité de MoM-BH*-1 réside dans le fait que l'étoile à trou noir surpasse totalement la luminosité de sa galaxie hôte, de sorte que l’on observe la lumière pure d'une étoile à trou noir. On peut alors considérer MoM-BH*-1 comme un modèle quasi pur pour la composante AGN des LRD et le combiner avec une galaxie à formation d'étoiles de luminosité UV comparable afin de rendre compte des propriétés énigmatiques des LRD. Dans ce modèle composite, la galaxie à formation d'étoiles domine dans l'UV (morphologie étendue et raie Lyα étroite), tandis que le trou noir domine dans le domaine optique (rupture de Balmer, raies de Balmer larges et variabilité attendue d'un AGN autour de Hα). La faiblesse en rayons X peut s'expliquer par l'enveloppe de gaz épaisse, tandis que la faiblesse dans l'infrarouge lointain résulte d'une atténuation par la poussière qui serait bien plus faible que celle supposée par toutes les études sur les LRD, car le spectre d'émission du trou noir est intrinsèquement faible en UV en dessous de la rupture de Balmer. La diversité des contributions relatives et des propriétés de chaque composante (par exemple, l'histoire de formation stellaire de la galaxie hôte, la densité du gaz autour du trou noir) pourrait expliquer toute la diversité observée dans les propriétés des LRD.

D’ailleurs, une étude récente a montré que la diffusion des électrons dans un gaz dense pourrait être un phénomène courant chez les LRD, une preuve indépendante que les trous noirs enveloppés de gaz, comme la source étudiée ici, pourraient être les principaux moteurs des LRD.

Si cette interprétation se confirme, MoM-BH*-1 pourrait donc fournir un indice important sur l'un des mystères les plus débattus actuellement, la naissance des trous noirs supermassifs et des galaxies, tout en révélant un type d'objet cosmique que les astronomes n'avaient jamais observé directement auparavant…

 

Source

A gas-enshrouded and gas-reddened black hole at cosmic dawn

Rohan P. Naidu et al.

Nature volume 656, pages329–333 (12 august 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10846-4

 

Illustrations

1. Vue d 'artiste de MoM-BH*-1 (Jose-Luis Olivares)

2. Rohan Naidu