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

Découverte d'une cavité au centre d'une galaxie géante, produite par un trou noir ultramassif

Une équipe d’astrophysiciens vient de démontrer l’existence  d’une cavité d’une taille de l'ordre du kiloparsec dans la distribution stellaire de la galaxie centrale de l'amas A402. Les données des télescopes Webb et Hubble mettent en évidence un noyau galactique aplati dans la distribution stellaire sur lequel se superpose la cavité, ce qui implique la présence d'un trou noir ultramassif central de masse d’environ 50 milliards de M⊙ qui serait à l’origine de cette cavité. Ils montrent en outre qu'un second trou noir supermassif candidat se trouve de l'autre côté de la cavité, avec une vitesse relative de 370 km s⁻¹. Si cette hypothèse se confirme, cela impliquerait la présence d'un système binaire de trous noirs ultramassifs séparés par plusieurs kiloparsecs, d'une masse totale de 60 milliards M⊙. Cela en ferait le système binaire de trous noirs le plus massif découvert à ce jour. L’étude est publiée dans The Astrophysical Journal.

La zone vide qui est observée correspond à environ 20 milliards M⊙ d'étoiles manquantes dans un volume de 0,5 kpc³ . Michael McDonald (MIT) et ses collaborateurs proposent que cette cavité stellaire unique résulte d'une interaction dynamique de courte durée entre au moins un trou noir supermassif et le champ stellaire environnant. Selon eux, cette interaction pourrait être due soit à une diffusion à trois corps lors du durcissement du système binaire, soit à l'induction d'une instabilité dipolaire dans le champ de densité stellaire.

Il faut se rappeler qu’au centre des galaxies les plus massives de l'Univers, les galaxies elliptiques géantes, les profils de luminosité s'aplatissent pour former une région centrale de brillance de surface constante. Or, l'existence d'un tel noyau stellaire n'est pas prédite naturellement par les modèles actuels de formation des galaxies massives dans un univers ΛCDM. Cela suggère qu'un mécanisme secondaire est responsable de l'élimination des étoiles des régions internes de haute densité. Compte tenu de la masse des étoiles évacuées, l'hypothèse la plus probable est celle de la fusion en cours d'une paire de trous noirs supermassifs. Selon le modèle standard de formation des structures, les galaxies massives se forment principalement par fusion avec des galaxies plus petites. Étant donné que la totalité des galaxies abritent un trou noir supermassif central, la fusion de trous noirs devrait donc également être fréquente. En particulier, à des époques plus reculées, les galaxies massives situées au centre des amas devraient être le siège d'événements de fusion actifs.

Pour que deux trous noirs supermassifs fusionnent, ils doivent d'abord perdre suffisamment de moment cinétique orbital pour réduire leur séparation orbitale à un niveau suffisamment faible pour que l'émission d'ondes gravitationnelles puisse emporter l'énergie orbitale restante en un temps inférieur à l'âge de l'Univers. Bien que de telles ondes gravitationnelles issues de la fusion d'un système binaire de trous noirs supermassifs n'aient pas encore été détectées, NANOGraV et d'autres expériences de chronométrage de pulsars ont récemment mis en évidence l'existence d'un fond d'ondes gravitationnelles stochastiques qui proviendrait de la fusion collective de trous noirs binaires dans les noyaux galactiques. On pense que la phase initiale de ce processus, avant que les ondes gravitationnelles ne deviennent significatives, implique une diffusion à trois corps entre les 2 trous noirs et les étoiles, ce qui entraînerait un « nettoyage » des étoiles et de la matière noire dans la couche interne des galaxies les plus massives sur environ un kiloparsec. Ce déficit d'étoiles peut être encore accentué si la fusion des trous noirs induit un recul sur le trou noir résiduel, ce qui est très souvent le cas. Ca éloignerait le trou noir supermassif du centre du potentiel gravitationnel et conduirait à une expansion rapide des orbites stellaires derrière lui.

De tels noyaux diffus et de grande taille ont déjà été observés dans la distribution stellaire de plusieurs galaxies massives, et il a été suggéré que la taille physique du noyau observé est directement liée à la masse du trou noir qui l'a probablement créé. En effet, la masse de certains des trous noirs supermassifs les plus massifs a été déduite de la taille des régions centrales qu'ils ont creusées dans le profil lumineux de leur galaxie hôte. Cette relation repose sur l'hypothèse que le noyau s'est formé par des interactions dynamiques avec couple de trous noirs supermassifs, pendant ou après la fusion. Malgré les efforts observationnels considérables déployés pour étudier les cœurs des galaxies massives et, du point de vue théorique, pour prédire les mécanismes de leur formation, ce modèle est resté jusqu’à aujourd’hui peu étayé par l'observation directe. Le seul système pour lequel un trou noir supermassif binaire a été directement détecté comme modifiant la distribution stellaire est NGC 5419, par B. Neureiter et al. en 2023. Dans ce système, deux sources ponctuelles très proches semblent induire des perturbations cinématiques dans la distribution stellaire, ce qui conduit à la formation d'un cœur aplati. De plus, ces grands cœurs stellaires aplatis peuvent être dynamiquement instables, comme l'ont montré S. Dattathri et al. en 2025, ce qui engendre un dipôle persistant dans la distribution stellaire.

McDonald  et ses collaborateurs ont analysé des observations de la galaxie centrale d'A402, qui est un amas de galaxies massif situé à un redshift z = 0,322. La cavité qu’ils observent avec Webb avait été précédemment signalée par A. Repp et H. Ebeling en 2018 à partir d'observations du télescope Hubble. Elle avait alors été interprétée comme une zone de poussière proche du centre galactique. Mais grâce aux données de l’imageur Nircam de Webb, les chercheurs apportent aujourd’hui des preuves convaincantes qu'il s'agit en réalité d'une absence d'étoiles, et ils suggèrent donc que cela est très probablement dû à des interactions dynamiques avec la fusion d'une paire de trous noirs supermassifs.

Outre cette « cavité stellaire », McDonald et ses collaborateurs ont constaté que la galaxie centrale d'A402 possède un noyau diffus extrêmement étendu, avec un rayon de rupture de 2,2 kpc, sur lequel se superpose la cavité. Pour eux, un noyau aussi important a probablement été formé lors de la fusion passée de trous noirs supermassifs, laissant un résidu d'une masse d'environ 50 milliards de M⊙ . Ce trou noir « ultramassif » apparaît à l'extrémité ouest de la cavité stellaire comme une source ponctuelle brillante dans l'infrarouge moyen et coïncide avec un noyau galactique actif identifié par MUSE. Et sur le bord est de la cavité, les astrophysiciens trouvent également des preuves de la présence d'un deuxième noyau galactique actif, basées sur une forte émission [O iii ] localisée. Ces deux AGN ont une vitesse relative de 370 km s ⁻¹, ce qui permet aux chercheurs de calculer la masse binaire combinée du système. Ils trouvent une valeur record de 60 milliards M⊙.

McDonald et ses collaborateurs  ont des bonnes raisons de postuler que la cavité stellaire se forme par l'interaction dynamique continue d'un cœur stellaire avec des trous noirs supermassifs en spirale. Cette interprétation est étayée par les preuves, en lumière optique et X, d'une fusion récente à l'échelle galactique, ainsi que par l'observation de deux sources à raies d'émission de part et d'autre de la cavité, compatibles avec un noyau galactique actif binaire massif. La taille de la cavité et les vitesses relatives des deux AGN supposés concordent avec les théories établies depuis des décennies sur l'érosion des cœurs stellaires par des trous noirs supermassifs (ou ultramassifs) en spirale.

Ce système offre un modèle pour un nouveau phénomène à rechercher dans les observations actuelles et futures. La détection d’autres sources similaires contribuerait à consolider les prédictions actuelles de signatures multi-messagers pour les sources du futur détecteur LISA, pour lesquelles l’échelle de temps et la fréquence de fusion demeurent des incertitudes majeures.

À l’avenir, les vastes relevés effectués avec les télescopes spatiaux Euclid et Roman, ainsi que les relevés d’archives de Hubble et Webb permettront probablement de découvrir des systèmes similaires, fournissant une estimation de l’échelle de temps de fusion des trous noirs supermassifs basée sur la fréquence d’observation de tels systèmes. Parallèlement, un suivi ciblé de ce système unique avec les télescopes les plus puissants permettra une compréhension plus complète de la nature du noyau galactique actif dans ce système et de la dynamique des étoiles dans et autour de la cavité.

Source

A Kiloparsec-scale Stellar Cavity in the Center of A402-BCG May Be Caused by Dynamic Interactions with an Ultramassive Black Hole

Michael McDonald et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 1002, Number 1 (23 Avril 2026 )

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae5bbe

1. Observations multi-longueurs d'onde de la galaxie centrale d'A402 (McDonald et al.)

2. Michael McDonald

Détermination précise des abondances chimiques à proximité d'un trou noir supermassif

Une équipe internationale d'astrophysiciens vient de réaliser, pour la première fois, une mesure détaillée de la distribution des abondances de plusieurs éléments lourds dans l’environnement immédiat du trou noir supermassif de la galaxie du Compas. Cette analyse permet de contraindre la fraction relative des différents types de supernovas ayant enrichi chimiquement le milieu proche du trou noir. Les résultats de cette étude ont été publiés dans Nature Astronomy.

La distribution des abondances élémentaires constitue un indicateur fondamental pour retracer l’histoire de la production et de l’injection des métaux dans les systèmes astrophysiques. Elle conserve la mémoire des contributions passées des supernovas, principalement réparties entre les supernovas thermonucléaires de type Ia et les supernovas à effondrement de cœur (types II, Ib et Ic). Les éléments lourds synthétisés lors de ces explosions stellaires sont progressivement dispersés dans le milieu interstellaire et intergalactique, polluant le gaz primordial issu du Big Bang, initialement dominé par l’hydrogène et l’hélium.

Les observations en rayons X du milieu intra-amas chaud dans les amas de galaxies montrent que, lorsqu’on intègre l’enrichissement sur l’ensemble du temps cosmique, les rapports d’abondance des métaux sont proches des valeurs solaires. Ces distributions peuvent être reproduites par les modèles de nucléosynthèse actuels en supposant une contribution d’environ 20 % de supernovas de type Ia et 80 % de supernovas à effondrement de cœur.

En revanche, sonder directement la composition chimique au cœur même des galaxies, région clé pour comprendre leur histoire évolutive et la croissance des trous noirs supermassifs, est longtemps resté un défi observationnel majeur. Dans les domaines ultraviolet, optique et proche infrarouge, les abondances métalliques des galaxies abritant des noyaux actifs sont généralement inférées à partir des rapports d’intensité des raies d’émission nébulaires, au moyen de modèles de photoionisation. Ces modèles décrivent l’interaction du rayonnement ultraviolet et optique avec le gaz environnant, mais leurs résultats dépendent fortement des hypothèses adoptées concernant la distribution de densité du gaz, la forme du continuum ionisant ou encore le degré de déplétion des éléments sur les grains de poussière. Ces dépendances introduisent des incertitudes systématiques importantes.

À l’inverse, l’interaction des rayons X avec la matière est physiquement plus simple et permet d’étudier de manière quasi directe l’ensemble des composantes du milieu, qu’il s’agisse du gaz ou de la poussière. Lorsqu’un photon X de haute énergie est absorbé par un atome via le processus photoélectrique, une raie de fluorescence est émise. L’intensité de cette raie est directement proportionnelle à l’abondance de l’élément correspondant dans le milieu irradié. Les diagnostics fondés sur les raies de fluorescence observées dans le spectre X réfléchi par la matière entourant un trou noir supermassif offrent ainsi un moyen robuste d’estimer les abondances élémentaires dans les noyaux actifs de galaxies.

L’enregistrement de ces raies, souvent faibles et étroitement espacées en énergie, requiert toutefois une résolution spectrale exceptionnelle. À ce jour, l’instrument de référence pour ce type d’étude est le spectromètre à microcalorimètre Resolve, embarqué à bord du télescope spatial japonais XRISM, récemment lancé. Grâce à sa résolution en énergie sans précédent, Resolve permet la détection et la mesure précise de raies de fluorescence d’éléments qui étaient jusqu’alors inaccessibles.

Dans ce contexte, les astrophysiciens de la collaboration internationale XRISM ont ciblé la galaxie du Compas, une galaxie spirale proche (distance ≃ 4,2 Mpc) qui héberge le noyau de Seyfert 2 le plus proche connu. Des observations X antérieures avaient montré que son noyau actif est fortement obscurci par une importante quantité de matière, ce qui en fait un laboratoire idéal pour l’étude du tore obscurcissant et de son spectre de réflexion en rayons X.

La galaxie du Compas a été observée avec XRISM du 8 au 12 février 2024, pour un temps d’exposition total de 309 ks. Ces observations ont été complétées par des campagnes quasi simultanées avec les télescopes NuSTAR et XMM-Newton, afin d’étendre la couverture spectrale vers les hautes énergies et d’améliorer la résolution spatiale en dessous de 10 keV. Le spectre global obtenu avec XRISM couvre une région d’environ 3′ × 3′ centrée sur le noyau galactique et révèle de nombreuses raies d’émission associées à divers éléments, notamment l’argon, le calcium, le chrome, le manganèse, le fer et le nickel.

L’analyse du profil de la raie de fluorescence Kα du fer, élargie et modifiée par la diffusion Compton, indique que le matériau émetteur est froid, dense et fortement enrichi en métaux. Sa localisation à une distance supérieure à 0,024 pc du trou noir supermassif est compatible avec la région du tore poussiéreux. La comparaison des intensités des raies de fluorescence des différents éléments relativement à celle du fer met en évidence des rapports argon/fer et calcium/fer inférieurs aux valeurs solaires, tandis que le rapport nickel/fer apparaît au contraire surabondant.

À partir de cette distribution d’abondances, les chercheurs ont pu contraindre la combinaison optimale de supernovas responsables de l’enrichissement chimique observé, en exploitant le fait que les différents types de supernovas produisent les éléments lourds dans des proportions distinctes. Ils concluent à une contribution dominante (≈ 92 %) de supernovas à effondrement de cœur issues d’étoiles de masse inférieure à 20 masses solaires, contre environ 8 % de supernovas de type Ia.

Ces résultats ont des implications majeures pour notre compréhension de la coévolution des galaxies et de leurs trous noirs supermassifs, ainsi que pour la physique des supernovas à effondrement de cœur. La composition chimique mesurée suggère que le trou noir supermassif de la galaxie du Compas accrète un gaz récemment enrichi par des supernovas de type II, plutôt que du gaz ancien dominé par les produits des supernovas de type Ia. Ce constat reste compatible avec les scénarios de formation galactique « de l’intérieur vers l’extérieur », à condition que le gaz de la région du tore (≲ 20 pc) soit continuellement réalimenté par le disque galactique externe, remplaçant ainsi le gaz ancien.

Par ailleurs, la coexistence d’une activité de formation stellaire nucléaire et d’un noyau actif est cohérente avec les modèles dans lesquels les supernovas contribuent à l’obscurcissement du moteur central. La forte métallicité des régions nucléaires souligne également le rôle potentiel de la rétroaction des noyaux actifs de galaxies comme mécanisme d’enrichissement chimique à l’échelle galactique, voire intergalactique.

La mise en évidence d’une limite supérieure de masse (≈ 20 M⊙) pour les progénitrices des supernovas à effondrement de cœur dans la région centrale de la galaxie apporte en outre un éclairage crucial sur le devenir des étoiles massives. Certaines théories prédisent en effet que les étoiles de plusieurs dizaines de masses solaires peuvent s’effondrer directement en trous noirs, ou produire des supernovas de très faible luminosité, sans éjecter d’éléments lourds. Bien que quelques candidates à de tels effondrements directs aient été identifiées dans l’Univers local, leur contribution globale demeure débattue. L’absence de signatures chimiques associées à des supernovas issues d’étoiles de plus de 20 M⊙ dans les spectres XRISM renforce l’hypothèse d’effondrements directs ou d’explosions ratées dans les environnements riches en métaux, sauf si la formation d’étoiles très massives y est intrinsèquement inhibée.

Ce scénario pourrait également apporter une solution au « problème des supergéantes rouges », à savoir l’absence observée de supernovas à effondrement de cœur issues d’étoiles supergéantes rouges de masse supérieure à environ 18 M⊙ dans l’Univers local, malgré l’existence avérée de telles étoiles.

Enfin, l’effondrement direct des étoiles massives dans les environnements métalliquement enrichis a des conséquences importantes pour l’histoire globale de la nucléosynthèse cosmique. Dans l’Univers primordial, caractérisé par une faible métallicité, des étoiles très massives pouvaient au contraire exploser en supernovas et produire d’importantes quantités d’éléments α. Ce contraste entre les différentes époques cosmiques pourrait expliquer pourquoi les rapports d’abondance intégrés observés aujourd’hui dans la plupart des amas de galaxies sont proches des valeurs solaires.

Source

Accurate determination of chemical abundances near a supermassive black hole

Collaboration XRISM

Nat Astron (31 mars 2026).

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02817-6

Illustrations

1. La galaxie du Compas imagée par Hubble (NASA, Andrew S. Wilson (University of Maryland); Patrick L. Shopbell (Caltech); Chris Simpson (Subaru Telescope); Thaisa Storchi-Bergmann and F. K. B. Barbosa (UFRGS, Brazil); and Martin J. Ward (University of Leicester, U.K.))

2. Le télescope spatial XRISM (JAXA)

Quand souffle le vent chaud de M82

Pour la première fois, des astronomes ont mesuré directement la vitesse du gaz extrêmement chaud éjecté depuis le noyau de la galaxie M82, une galaxie voisine caractérisée par une activité de formation stellaire intense. Ces résultats, publiés dans la revue Nature, constituent une avancée majeure dans la compréhension des mécanismes à l’origine des vents galactiques dans les galaxies à sursaut de formation d’étoiles.

Les observations révèlent que ce vent chaud semble être le moteur principal d’un vent galactique plus froid, déjà bien documenté, qui s’étend à grande échelle autour de la galaxie. Les mesures ont été rendues possibles grâce à l’instrument Resolve, un spectromètre à haute résolution associé au télescope spatial XRISM (X-ray Imaging and Spectroscopy Mission), spécialisé dans l’observation du rayonnement X.

Les modèles théoriques classiques prévoient que, dans les galaxies à sursaut de formation stellaire comme M82, l’énergie libérée par la formation massive d’étoiles et par les supernovas chauffe fortement le gaz interstellaire central. Ce gaz, porté à des températures extrêmes, subit alors une forte pression thermique qui l’entraîne vers l’extérieur sous la forme d’un vent galactique. Jusqu’à présent, l’absence de mesures directes des vitesses du gaz chaud empêchait de tester rigoureusement ces modèles. Les données de XRISM montrent désormais que ces vitesses sont supérieures à certaines prédictions, et suffisantes pour permettre au gaz de s’échapper du potentiel gravitationnel de la galaxie.

M82, souvent appelée la « galaxie du Cigare » en raison de sa morphologie allongée, est située à environ 12 millions d’années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Grande Ourse. Elle forme des étoiles à un rythme environ dix fois plus élevé que celui de la Voie lactée, ce qui en fait un laboratoire privilégié pour l’étude des processus de rétroaction  entre formation stellaire et milieu interstellaire.

La galaxie est également célèbre pour son vent froid étendu, composé de gaz et de poussières, qui s’étend sur près de 40 000 années-lumière. Ce vent a été observé par plusieurs télescopes spatiaux, notamment Hubble, Chandra, Spitzer et Webb, afin de mieux comprendre le lien entre l’activité stellaire centrale et l’expulsion de matière à grande échelle.

Un enjeu important de ces recherches concerne le rôle des rayons cosmiques, des particules chargées se déplaçant à des vitesses relativistes. Accélérés par les mêmes phénomènes violents que ceux responsables des vents galactiques, ils pourraient contribuer à la pression globale exercée sur le gaz et participer à son expulsion hors de la galaxie.

Grâce à la résolution spectrale élevée de XRISM, Erin Boettcher (Université du Maryland) et ses collaborateurs ont analysé les raies d’émission X du fer fortement ionisé présent dans le gaz central de M82. L’intensité de ces raies a permis de déterminer la température du gaz, estimée à environ 25 millions de kelvins, en accord avec les prédictions théoriques. À de telles températures, la pression thermique devient suffisante pour accélérer le gaz vers l’extérieur, selon un mécanisme comparable à celui des écoulements de gaz dus à des gradients de pression.

La vitesse du vent chaud a été mesurée à partir de l’élargissement des raies spectrales, un effet lié au décalage Doppler. Le mouvement rapide du gaz, à la fois vers et à l’opposé de l’observateur, élargit les raies observées. L’analyse de cet élargissement indique que la vitesse du vent est légèrement supérieure à celle attendue. Combinée à la température élevée du gaz, cette vitesse suffit à expliquer l’alimentation du vent froid, sans nécessiter une contribution dominante des rayons cosmiques, bien que ceux-ci puissent jouer un rôle secondaire.

Les estimations de Boettcher  et al. suggèrent que le centre de M82 expulse chaque année une masse de gaz égale à environ 7 masses solaires. Toutefois, ils montrent qu’une partie de cette matière ne semble pas contribuer directement au vent froid observé. Seulement environ 60 % de la puissance du vent chaud est nécessaire pour accélérer le gaz froid aux vitesses observées. Cela suggère qu'environ 40 % du vent chaud, soit 3  M⊙ par an, pourraient s'échapper. En supposant un régime stationnaire, jusqu'à environ 30 millions M⊙ de ce gaz pourraient avoir atteint le milieu intergalactique au cours des quelque 10 millions d'années écoulées depuis le début des récents sursauts de formation d'étoiles.

Ce gaz est enrichi en métaux par la formation d'étoiles. De plus, le fluide chaud du vent transporte la majeure partie de l'énergie thermique de l'écoulement multiphasique. Ceci suggère que jusqu'à un tiers de l'énergie thermique totale transportée par le vent multiphasique atteint également le milieu intergalactique lors de la phase chaude. M82 est donc un exemple de réchauffement modéré et d'enrichissement chimique du milieu intergalactique par un vent de galaxie à sursaut de formation d'étoiles à faible décalage vers le rouge. Les observations de M82 par XRISM offrent ainsi une opportunité unique de confronter les modèles de galaxies à sursaut de formation d’étoiles à des données observationnelles précises.

L'avènement de la spectroscopie des rayons X à haute résolution permettra des mesures statistiques de la masse, des métaux et de l'énergie associés aux phases les plus chaudes des vents de galaxies à sursaut de formation d'étoiles, affinant ainsi notre compréhension du cycle baryonique et des processus de rétroaction galactique pour nos modèles décrivant l’évolution des galaxies dans l’Univers.

Source

A fast starburst wind consumes most of the energy from supernovae

XRISM Collaboration

Nature volume 651 (25 march 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10231-1

Illustrations

1. Image composite de M82 (NASA’s Goddard Space Flight Center; X-ray: NASA/CXC/JHU/D.Strickland; Optical: NASA/ESA/STScI/AURA/The Hubble Heritage Team; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Univ. of AZ/C. Engelbracht; XRISM Collaboration et al. 2026)

2. Spectre X du noyau de M82 mesuré par XRISM (XRISM collaboration)

3. Erin Boettcher

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 

Observation d'un possible trou noir supermassif formé par effondrement direct de gaz

Avec des observations du télescope Webb, une équipe d'astrophysiciens a découvert un objet inhabituel situé à un redshift de z = 1,14,. Ils l'ont surnommé la galaxie ∞ (infini). Il s'agit de deux noyaux de galaxies séparés de 10 kpc, au milieu desquels se trouve un trou noir supermassif. L'analyse de ce qui a pu se passer dans ce système mène vers une formation du trou noir supermassif par l'effondrement direct du nuage de gaz compressé formé lors de la collision frontale de deux galaxies à disque. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal Letters.

La lumière proche infrarouge au repos de la galaxie ∞ est dominée par deux noyaux compacts avec des masses stellaires d'environ 100 milliards M⊙. Les deux noyaux sont entourés d'un anneau ou d'une coquille proéminente, donnant à la galaxie l'apparence d'un huit ou d'un symbole ∞. La morphologie ressemble à celle du système nommé II Hz 4, où la collision frontale de deux galaxies à disques parallèles a conduit à la formation d'anneaux collisionnels autour de leurs deux renflements. La spectroscopie avec le télescope Keck, les données radio du Very Large Array et les données X du télescope spatial Chandra montrent que la galaxie ∞ abrite un trou noir supermassif qui est en accrétion active avec une luminosité radio et X de type quasar.

Mais ce qui est remarquable, c'est que ce trou noir supermassif ne soit associé à aucun des deux noyaux galactiques, mais se situe exactement entre eux en termes de position et de vitesse radiale. De plus, à partir de l'émission excédentaire dans le filtre NIRCAM F150W de Webb, Pieter Van Dokum (Yale university) et ses collaborateurs déduisent que le trou noir est intégré dans une distribution étendue de gaz émetteur Hα , avec une largeur équivalente au référentiel au repos comprise entre 400 Å et 2 000 Å. Le gaz couvre toute la largeur du système et a probablement été choqué et comprimé au site de collision, dans un équivalent à l'échelle galactique de ce qui s'est produit dans l'amas du Boulet. 

Après avoir testé différentes hypothèses pour expliquer cet étonnant arrangement, comme la présence d'une éventuelle troisième galaxie, ou bien un trou noir supermassif qui se serait échappé de sa galaxie d'origine, Van Dokkum et ses collaborateurs en arrivent à la conclusion que le trou noir s'est formé in situ, là où il est encore observé. Ce serait en fait plutôt une conséquence de la morphologie inhabituelle du système et expliquerait également sa position et sa vitesse radiale.

Dans ce scénario, le gaz ionisé entre les noyaux galactiques est choqué et comprimé par la récente collision entre les deux galaxies. Selon les chercheurs, il est possible que le trou noir se soit formé suite à l'effondrement gravitationnel incontrôlable d'un nuage ou d'un filament au sein de ce gaz. Ce scénario relie le trou noir au nuage de gaz dans lequel il est enfoui et explique pourquoi sa vitesse radiale se situe exactement entre celles du gaz dans les deux anneaux galactiques.

Cette idée est qualitativement similaire aux modèles de formation de « graines lourdes » qui ont longtemps été proposés pour l'origine des trous noirs supermassifs au centre des galaxies. Alors que le modèle dominant pour l'origine des trous noirs supermassifs reste celui fondé sur une évolution à partir de trous noirs stellaires d'environ 1000 M⊙ issus de la première génération d'étoiles (population III) , l'effondrement direct de nuages de gaz prégalactiques d'environ 10 000 à 100 000 M⊙ est une alternative importante aujourd'hui. Les simulations montrent en effet que l'absence de métaux dans ces premiers objets baryoniques, combinée aux champs de rayonnement externes et à la dynamique violente des gaz associée à la formation du halo, peut créer des conditions propices à la formation de trous noirs supermassifs. Et récemment, ces modèles ont reçu une attention renouvelée, car les premiers résultats du télescope Webb indiquent que de nombreuses galaxies ont des masses de trous noirs relativement élevées pour leur masse stellaire.

Van Dokkum et ses collaborateurs précisent néanmoins que la similitude avec les modèles d'ensemencement des premiers trous noirs supermassifs n'est que superficielle, car le gaz de la galaxie ∞ est riche en métaux et ne se trouve pas au centre du halo. Mais ils rappellent aussi  que des études à haute résolution des conséquences de fusions riches en gaz ont montré que des trous noirs peuvent se former dans les régions centrales du résidu, même si le gaz est riche en métaux (L. Mayer et al. 2010 , 2015 ). Dans ce canal de formation, c'est la turbulence et la pression thermique, plutôt que l'absence de métaux, qui empêchent la fragmentation et la formation d'étoiles. Le gaz de la galaxie ∞ est actuellement réparti sur une région d'environ 10 kpc (distance projetée), mais il est concevable que des conditions extrêmes similaires aient été atteintes localement au moment de la collision des deux galaxies progénitrices, selon les chercheurs.

Il faut préciser également que, dans ce scénario, les deux noyaux galactiques ont toujours leurs propres  trous noirs supermassifs. Les dispersions de vitesse stellaire des noyaux galactiques sont d'environ ∼300 km s-1 sur la base de leurs tailles d'environ 1 kpc et de leurs masses d'environ ∼100 milliards de M⊙ . La relation M trou noir – σ implique des masses de trous noirs d'environ ∼1 milliard M⊙ pour des dispersions dans cette gamme. Ils n'ont en revanche pas été détectés par leur activité radio ou X.

Comme nous l'avons dit, la morphologie inhabituelle de la galaxie ∞ peut être expliquée par une collision frontale de deux galaxies à disque, conduisant à la formation d'anneaux de collision autour des deux bulbes survivants. Dans ce contexte, on peut utiliser les propriétés observées de la galaxie pour déterminer sa géométrie 3D approximative. En supposant que les anneaux sont intrinsèquement ronds, leur rapport d'axe observé de b / a  ≈ 0,77 implique un angle par rapport au plan du ciel de ≈40°. La distance physique entre les deux noyaux est alors de ≈15 kpc. 

Les astrophysiciens utilisent alors la géométrie déprojetée pour estimer Δ t , le temps écoulé depuis la collision. La différence de vitesse radiale déprojetée entre les côtés SE et NO du système est d'environ 260 km s-1, et pour une séparation déprojetée de 15 kpc, ils obtiennent Δ t  ∼ 50 Mégannées. Cet intervalle de temps est cohérent avec les échelles de temps typiques pour la formation d'anneaux de collision dans les simulations. 

Dans le contexte du modèle d'effondrement direct, le temps écoulé donne une estimation approximative de la masse initiale du trou noir supermassif. Pour une efficacité radiative standard de η  ≈ 0,1, un trou noir qui accrète au taux d'Eddington augmente sa masse d'un facteur d'environ 3 sur 50 Mégannées. Pour une masse actuelle de 1 million de M⊙, cela donne une masse initiale d'environ 300 000 M ⊙. 

L'hypothèse selon laquelle des trous noirs peuvent se former tardivement dans des galaxies en interaction n'est pas nouvelle ; par exemple, K. Schawinski et al. ont suggéré en 2011 que la présence de plusieurs AGN dans une galaxie agglomérée à z = 1,35 pourrait être due à une formation in situ et à un ensemencement tardif. Le trou noir actif de la galaxie ∞ se distingue de deux manières importantes : il constitue peut-être l'exemple le plus clair à ce jour d'un trou noir supermassif situé en dehors d'un noyau de galaxie, et le mécanisme spécifique proposé pour sa formation peut être testé par des simulations et des observations complémentaires.

La collision frontale de galaxies peut être simulée avec de fortes contraintes observationnelles sur les conditions post-collision (telles que la position des noyaux, la morphologie des anneaux, la localisation et la morphologie du gaz, et les vitesses radiales observées). Il se pourrait qu'une analyse approfondie des conditions physiques dans les nuages en collision démontre que les trous noirs supermassifs ne peuvent pas se former dans ce scénario. Dans ce cas, nous observerions probablement la réinflammation d'un trou noir supermassif errant ou éjecté lors de son passage à travers le gaz dans les régions centrales de la galaxie ∞. Mais s'il s'avère possible de former des trous noirs supermassifs dans ce type de collision galactique, nous en apprendrons beaucoup sur le processus grâce à cet objet singulier. Par exemple, il se pourrait que l'effondrement soit hiérarchique, avec des fusions d'étoiles massives conduisant à la formation de trous noirs de masse intermédiaire et de multiples trous noirs de masse intermédiaire fusionnant pour former le trou noir que nous détectons actuellement. 

D'autres tests proviendront bien sûr d'observations. La spectroscopie exploité dans cette étude est limitée dans sa résolution spatiale et ne couvre pas les principales raies d'émission optique Hα , [N II ] et [S II ]. Ces raies sont inaccessibles depuis le sol en raison de l'absorption de H2O dans notre atmosphère, mais elles peuvent être observées avec le télescope Webb. Avec NIRSPEC, la présence du gaz émettant des raies entre les noyaux pourrait être confirmée, les vitesses radiales des noyaux pourraient être mesurées directement et la transition prédite entre la photoionisation près du trou noir et l'ionisation par choc plus loin pourrait aussi être observée. De plus, tout décalage de vitesse radiale entre le trou noir et le gaz environnant pourrait être mesuré avec précision. La preuve la plus convaincante d'un effondrement gravitationnel incontrôlable au sein de ce gaz serait l'observation de l'absence de décalage : cela serait difficile à concilier avec un trou noir errant ou éjecté qui possède une vitesse non négligeable, et c'est une prédiction du modèle de formation in situ.

Si le scénario proposé est confirmé, la galaxie ∞ fournit une démonstration empirique que la formation de trous noirs supermassifs par effondrement direct peut se produire dans les bonnes circonstances – quelque chose qui n'a jusqu'à présent été vu que dans des simulations et par des observations indirectes...

Source

The ∞ Galaxy: A Candidate Direct-collapse Supermassive Black Hole between Two Massive, Ringed Nuclei

Pieter van Dokkum, et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 988, Number 1 (15 july 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/addcfe

Illustrations

1. Schéma du scénario proposé pour la formation du trou noir supermassif au centre du système (Van Dokkum et al.)

2. La galaxie ∞ imagée avec Webb (Van Dokkum et al.)