MoM-BH*-1

MoM-BH*-1
Données d’observation (Époque J2000.0)
Constellation	La Baleine
Ascension droite (α)	02h 17m 35,40s
Déclinaison (δ)	−5° 08′ 06,4″
Décalage vers le rouge	7,7569
Localisation dans la constellation : Baleine
Astrométrie
Distance	13 140 000 000 al
Caractéristiques physiques
Type d'objet	Quasi-étoile
Liste des objets célestes

MoM-BH*-1, objet céleste, serait une quasi-étoile (en anglais, Black Hole Star, abrégé BH*), au décalage vers le rouge spectroscopique de z = 7,7569, observée dans le cadre du modèle ΛCDM environ 660 millions d’années après le Big Bang. Elle se situe dans la constellation de la Baleine.

L’objet céleste MoM-BH*-1 a été observé par le télescope spatial James Webb dans le cadre de trois programmes, le PRIMER survey, le EXCELS survey et le Mirage or Miracle  survey, dont deux fois avec l’instrument NIRSpec, le 19 décembre 2023 et le 15 décembre 2024^[1].

La magnitude absolue de MoM-BH*-1 est de M_UV −18,1±0,2.

Le spectre de MoM-BH*-1 comprend une large raie d'émission Hβ à plusieurs pics, une raie d’absorption Hγ ainsi qu’une raie d’absorption profonde Hβ.

Le spectre comprend une forte discontinuité de Balmer entre ≈ 3 − 4 μm où le flux chute d’un facteur > 20×, expliquant ainsi la couleur extrêmement rouge de l'objet restituée par la caméra NIRCam de JWST (fν _F444W / fν _F277W > 20). Le doublet des raies d’émission [OIII] 4960, 5008 Å est détecté (niveau de confiance de 3,5σ) a un décalage vers le rouge cohérent avec celui des raies de la série de Balmer observées^[1].

L'intensité de la discontinuité de Balmer mesurée pour MoM-BH*-1 est de D_B = f ^ν_{4050 Å} / f ^ν_{3670 Å} = 7,7^+2,3
_-1,4.

Les propriétés observées de l’objet céleste, pour les auteurs de l’étude, sont celles du modèle théorique de la quasi-étoile.

Une quasi-étoile, n'est pas une étoile au sens ordinaire (pas de fusion nucléaire au centre). C’est plutôt un trou noir supermassif se nourrissant de la matière environnante, entouré d'une épaisse enveloppe de gaz et de poussière. Le gaz absorbe et réémet la lumière, créant une apparence — dans certaines longueurs d'onde — similaire à ce que l'on attendrait d'une étoile massive. Les larges raies d'émission proviennent du gaz en mouvement rapide, et le continuum rouge de la poussière^[2].

La galaxie hôte de MoM-BH*-1 est une galaxie naine, sans doute de faible métallicité, d’une masse stellaire égale à environ 500 millions de M_⊙, qui se trouve à proximité d'une autre galaxie plus massive de 10⁹M_⊙. Les théories des trous noirs à effondrement direct, qui se forment à partir de gaz primordial, prédisent qu’une telle proximité avec une source d’ionisation pourrait être la clé pour supprimer la formation d’hydrogène moléculaire, facilitant ainsi la naissance d'une quasi-étoile^[1]. Ce scénario est exploré dans une étude de Josephine F.W. Baggen et al. de février 2026^[3].

Pour les auteurs de l’étude, une hypothèse peut être avancée pour expliquer les spectres des petits points rouges (en anglais, little reds dots (LRDs)) observés par le télescope spatial James Webb. Dans le tableau composite envisagé, une galaxie voisine à sursauts de formation d’étoiles dominerait les raies d’émission émises dans l’ultraviolet (morphologie étendue, raie Lyα étroite) qui sont observées, tandis que les raies d’émission qui domineraient dans le reste de l’optique (discontinuité de Balmer, larges raies d’émission de la série de Balmer, variabilité attendue du noyau actif de galaxie autour de Hα) seraient celles de la quasi-étoile.

Schématiquement, les auteurs de l’étude constatent que:

1. Le sceptre d’une quasi-étoile (MoM-BH*-1) + le spectre d’une galaxie lumineuse voisine à 60 Kpc = le spectre d’un futur petit point rouge après fusion au bout de 100 Ma.

2. Le spectre d’un petit point rouge – le spectre de la galaxie hôte (du petit point rouge) = le spectre d’une quasi-étoile^[1].

Une seconde étude de janvier 2026 conforte la théorie selon laquelle les cœurs actifs (réacteurs) des petits points rouges (PPRs, en anglais LRDs) peuvent être des quasi-étoiles, premiers stades de croissance des trous noirs caractérisés par des enveloppes gazeuses denses. L'hypothèse clé effectuée par les auteurs de l’étude est que la luminosité [O III] observée provient exclusivement de la galaxie hôte. Cette hypothèse a été testée sur un échantillon de spectres NIRSpec/PRISM de 98 PPRs (décalage vers le rouge z ≈ 2 − 9). On constate après soustraction des raies d’émission de la galaxie l'hôte que le centre de la galaxie présente une discontinuité de Balmer au moins deux fois plus forte que celles des galaxies massives quiescentes. D_B = f ^ν_{4050 Å} / f ^ν_{3670 Å} = 6,50^+3,70
_-1,72^[4].

Il est mesuré également un décrément de Balmer prononcé (Hα/Hβ > 10) et de nombreuses raies d’émission sensibles à la densité (par exemple, Fe II, He I, O I). Ce sont des signatures caractéristiques d'enveloppes denses de gaz, fournissant des preuves au niveau de la population stellaire que les quasi-étoiles sont les réacteurs au cœur des petits points rouges.

Les quasi-étoiles résident préférentiellement dans les galaxies de faible masse (M⋆ ≈ 10⁸M_⊙) ayant des récents sursauts de formation d’étoiles, comme en témoignent les largeurs équivalentes extrêmes des raies d'émission (par exemple, [O III]5008Å ≈ 1100Å, c III] ≈ 12Å ), soutenant ainsi l’hypothèse de l’origine des quasi-étoiles liée à la formation des étoiles et que chaque trou noir massif a peut être déjà brillé en tant que quasi-étoile^[4].

Les caractéristiques de MoM-BH*-1 sont comparables à celles de la quasi-étoile supposée surnommée « La Falaise », observée au décalage vers le rouge de 3,55, découverte en 2024 dans le cadre du relevé astronomique Red Unknowns: Bright Infrared Extragalactic Survey (RUBIES)^[5],[2].

Les conclusions de ces trois études sur la nature de quasi-étoile des cœurs enveloppés de gaz des petits points rouges ne représentent, début 2026, qu’une des hypothèses avancées parmi les théories émises à ce jour par les astronomes sur le sujet des PPRs^[2].

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