Quasi-étoile

Une quasi-étoile comparée à certaines des plus grandes étoiles connues.

Une quasi-étoile ou étoile trou noir est une étoile hypothétique très massive qui aurait pu exister très tôt dans l'Univers. Bien que la taille et la masse des quasi-étoiles diffèrent selon les modèles, il est généralement admis que celles-ci seraient beaucoup plus élevées que celles des étoiles « ordinaires ». Contrairement aux étoiles classiques, où l'équilibre hydrostatique est maintenu par fusion nucléaire à l'intérieur du noyau, ce serait plutôt l'énergie libérée par le disque d'accrétion d'un trou noir en leur centre qui occuperait cette fonction pour les quasi-étoiles.

Les quasi-étoiles pourraient expliquer la présence de trous noirs supermassifs et de quasars possédant un décalage vers le rouge supérieur à 6[1], ainsi que de nombreuses sources de rayons gamma extragalactiques[2],[3],[4],[5],[6]. Le télescope spatial James Webb pourrait confirmer leur existence dans un futur proche.

Caractéristiques physiques

Représentation d'artiste de la structure d'une quasi-étoile.

La taille et la masse d'une quasi-étoile ne sont pas connues avec précision. En effet, ces données dépendent du modèle théorique utilisé. Les auteurs postulent généralement une valeur tournant autour de 8 × 105 rayons solaires de diamètre[7] pour une masse de 107 masses solaires (M☉)[8] à l'apogée de la vie de la quasi-étoile.

Les quasi-étoiles pourraient présenter des jets à leurs pôles. Ces jets émettraient en majorité des rayons gamma, grâce à la diffusion Compton inverse, ainsi que des ondes électromagnétiques de basse énergie, allant du domaine du visible à celui des infrarouges, grâce au rayonnement synchrotron[8]. Le ratio du flux de rayons gamma au flux de rayons infrarouges serait d'environ 60[8].

Évolution stellaire

Formation

La formation d'une quasi-étoile nécessiterait la présence d'un halo de matière noire, afin de permettre la formation d'un nuage de gaz possédant une température du viriel[9] supérieure à 104 kelvins (K)[10],[11],[12]. Le nuage devrait également être pauvre en H2[13],[14], bien que l'importance de ce critère soit encore incertaine[15]. L'auto-gravité (en) de ce nuage ainsi que les précédentes caractéristiques rendent le nuage propice aux instabilités dynamiques globales[16],[17], qui concentrerait alors la matière au centre du halo de matière noire tout en réduisant son moment cinétique[10],[11].

La quasi-étoile est donc constituée d'un noyau supporté par la pression du gaz et d'une enveloppe supportée par la pression de radiation[10],[11],[12]. Le haut taux de chute du gaz empêcherait la fusion nucléaire, et donc la formation d'une étoile classique[11].

Dissolution

Lorsque le noyau atteint une température de 109 K, il se mettrait à émettre des neutrinos par le processus Urca, ce qui engendre un refroidissement[10]. Lorsque la température chute à 5 × 108 K, la pression de radiation devient insuffisante pour contrecarrer la pression exercée sur le noyau par le gaz de l'enveloppe[11], ce qui mène à l'effondrement du noyau et à la naissance d'un trou noir de 10 à 20 M☉ au centre de la quasi-étoile[10].

Schéma des forces à l'intérieur d'une quasi-étoile.

Un disque d'accrétion se forme à l'intérieur de la quasi-étoile, autour du trou noir. L'énergie libérée par ce disque devient ainsi la force s'opposant à la pression exercée par le gaz de l'enveloppe. L'énergie libérée est alors équivalente à l'énergie de liaison gravitationnelle, ce qui cause une expansion du rayon de l'enveloppe par un facteur supérieur à 100[12]. Durant cette phase, le trou noir central grossit rapidement en raison de l'apport en masse de l'enveloppe[10],[11],[12],[15]. Après quelques millions d'années, à la fin de la vie de la quasi-étoile, le trou noir central possèderait une masse située entre 103 et 106 M☉, pour une époque z située entre 10 et 20[10],[11]. Ces trous noirs auraient alors amplement le temps de grossir jusqu'à 109 M☉ avant l'époque correspondant à z = 6[10],[12]. Certains scénarios nécessiteraient même que ce processus de formation de trou noir ne se produise que jusqu'à z = 18 pour aboutir à la densité de trous noirs supermassifs observés aujourd'hui[10].

Observations

Les quasi-étoiles présentent une température minimale de photosphère qui correspond à un rayonnement en majorité près du domaine infrarouge. Ainsi, une quasi-étoile ayant un décalage vers le rouge de 10 aurait un pic d'émissivité à environ 10 μm[11]. Le télescope spatial James Webb (JWST) a détecté depuis 2022 des centaines de « petits points rouges », des objets compacts émettant une lumière rouge et infrarouge au spectre particulier, dont l'interprétation dominante en 2025 est que ce sont des quasi-étoiles[18],[19],[20].

Notes et références

  1. ↑ (en) Xiaohui Fan, Joseph F. Hennawi, Gordon T. Richards et al., « A Survey of z > 5.7 Quasars in the SLOAN Digital Sky Survey. III. Discovery of Five Additional Quasars », The Astronomical Journal, vol. 128, no 2,‎ , p. 515-522 (DOI 10.1086/422434).
  2. ↑ (en) J.-M. Casandjian et I. A. Grenier, « A revised catalogue of EGRET γ-ray sources », Astronomy & Astrophysics, vol. 489, no 2,‎ , p. 849-883 (DOI 10.1051/0004-6361:200809685).
  3. ↑ (en) A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello et al., « Fermi Large Area Telescope First Source Catalog », The Astrophysical Journal, vol. 188,‎ , p. 405-436 (DOI 10.1088/0067-0049/188/2/405).
  4. ↑ (en) A. J. Bird, A. Bazzano, L. Bassani et al., « The Fourth IBIS/ISGRI Soft Gamma-Ray Survey Catalog », The Astrophysical Journal, vol. 186,‎ , p. 1-9 (DOI 10.1088/0067-0049/186/1/1).
  5. ↑ (en) K. Maeda, J. Kataoka, T. Nakamori et al., « Unraveling the Nature of Unidentified High Galactic Latitude FERMI/LAT Gamma-Ray Sources With SUZAKU », The Astrophysical Journal, vol. 729, no 2,‎ , p. 1-14 (DOI 10.1088/0004-637X/729/2/103).
  6. ↑ (en) N. Masetti, P. Parisi, E. Palazzi et al., « Unveiling the nature of INTEGRAL objects through optical spectroscopy », Astronomy & Astrophysics, vol. 519,‎ , p. 1-21 (DOI 10.1051/0004-6361/201014852).
  7. ↑ (en) Dominik R. G. Schleicher, Francesco Palla, Andrea Ferrara, Daniele Galli et Muhammad Latif, « Massive Black Hole factories: Supermassive and quasi-star formation in primordial », Astronomy & Astrophysics, vol. 558,‎ (ISSN 0004-6361, e-ISSN 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201321949).
  8. (en) Bozena Czerny, Agnieszka Janiuk, Marek Sikora et Jean-Pierre Lasota, « Quasi-Star Jets as Unidentified Gamma-Ray Sources », The Astrophysical Journal, vol. 755, no 1,‎ (DOI 10.1088/2041-8205/755/1/L15).
  9. ↑ (en) « An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics », sur obspm.fr (consulté le ).
  10. Begelman, Volonteri et Rees 2006
  11. Begelman, Rossi et Armitage 2008
  12. Volonteri et Begelman 2010
  13. ↑ (en) S. Peng Oh et Zoltán Haiman, « Second-Generation Objects in the Universe: Radiative Cooling and Collapse of Halos with Virial Temperatures above 104 K », The Astrophysical Journal, vol. 569, no 2,‎ , p. 558-572 (DOI 10.1086/339393).
  14. ↑ (en) Volker Bromm et Abraham Loeb, « Formation of the First Supermassive Black Holes », The Astrophysical Journal, vol. 596, no 1,‎ , p. 34-46 (DOI 10.1086/377529).
  15. Ball et al. 2011
  16. ↑ (en) Isaac Shlosman, Juhan Frank et Mitchell C. Begelman, « Bars within bars: a mechanism for fuelling active galactic nuclei », Nature, vol. 338,‎ , p. 45-47 (DOI 10.1038/338045a0).
  17. ↑ (en) Isaac Shlosman, Mitchell C. Begelman et Julian Frank, « The fuelling of active galactic nuclei », Nature, vol. 345,‎ , p. 679-686 (DOI 10.1038/345679a0).
  18. ↑ (en) Jenna Ahart, « Mysterious ‘little red dots’ are baffling astronomers. What are they? », Nature,‎ 15 octobre 2025 pages= (DOI 10.1038/d41586-025-03352-6 Accès libre).
  19. ↑ (en) Adrienne Berard, « Mysterious ‘red dots’ in early universe may be ‘black hole star’ atmospheres », sur Université d'État de Pennsylvanie, (consulté le ).
  20. ↑ (en) Anna de Graaff, Hans-Walter Rix, Rohan P. Naidu, Ivo Labbé, Bingjie Wang et al., « A remarkable ruby: Absorption in dense gas, rather than evolved stars, drives the extreme Balmer break of a little red dot at z = 3.5 », Astronomy & Astrophysics, vol. 701,‎ , p. 1-20 doi=10.1051/0004-6361/202554681, article no A168.

Bibliographie

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Articles connexes

Liens externes

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