Deux maisons avec des façades identiques mais des plans intérieurs différents : de l'extérieur, le spectre en V se ressemble, mais à l'intérieur, les sources de lumière et la quantité de poussière diffèrent. C'est exactement ce que l'on observe pour deux populations de galaxies lointaines que les astronomes ont longtemps confondues. La première est celle des petits points rouges (LRD), des galaxies compactes et rougeâtres de l'Univers primordial, découvertes par le télescope James Webb. La seconde est celle des galaxies bleues chaudes et poussiéreuses (BHD), de rares quasars avec un excès bleu, situés à des distances plus proches. Toutes deux présentent un spectre en forme de V : un continuum optique rouge et un excès ultraviolet bleu. Mais, comme on l'a découvert, la ressemblance est trompeuse.

Pour y voir plus clair, les scientifiques ont comparé 326 LRD issus des relevés COSMOS-Web et PRIMER avec 26 BHD confirmées. Les deux ensembles de données ont été ajustés avec les mêmes modèles de noyau actif et de galaxie hôte, en faisant varier l'absorption par la poussière pour deux composantes : l'une fortement obscurcie et l'autre presque transparente. Le résultat a été inattendu. Pour les BHD, l'excès bleu provient de la lumière diffusée du noyau actif qui perce un épais rideau de poussière avec une absorption AV ~ 20-60 mag. Pour les LRD, l'absorption est bien plus modeste : AV ~ 2,6 ± 1,4 mag. Avec un obscurcissement aussi faible, la fraction de lumière diffusée serait négligeable, mais les observations montrent qu'elle est comparable à celle des BHD (~1 %). Par conséquent, l'excès bleu des LRD a une autre origine, probablement la lumière stellaire d'une galaxie hôte compacte.

Les différences ultérieures ne font qu'accentuer le fossé. Les LRD ne présentent pas de poussière chaude caractéristique des BHD : dans l'infrarouge moyen (MIRI F1800W), les LRD ne sont presque pas détectées, et leur couleur F770W-F1800W est plus bleue d'environ 3 mag. Les observations en rayons X divergent également : parmi les LRD, seuls deux objets sur des centaines sont détectés en rayons X mous avec une absorption modérée, alors que pour les BHD, cinq sur 44 observées sont détectées avec une densité de colonne supérieure à $10^{23}$ cm^-2. Enfin, les LRD sont compactes (rayon effectif ~100 pc), tandis que les BHD sont étendues (1-4 kpc). Tout cela indique que les LRD constituent une population distincte, et non un analogue très rouge des BHD.

Ce travail écarte l'hypothèse d'un lien évolutif direct entre les LRD et les BHD. Si pour les BHD l'excès bleu est la lumière du noyau actif diffusée par un outflow de poussière, pour les LRD il provient très probablement des étoiles de la galaxie hôte compacte, et non d'un trou noir en accrétion. Cela signifie que les mécanismes de croissance des trous noirs supermassifs dans l'Univers primordial diffèrent de ceux des époques plus tardives : les LRD représenteraient une phase d'accrétion rapide sur des embryons de trous noirs dans des systèmes riches en gaz mais pauvres en poussière, tandis que les BHD seraient un stade tardif de fusion de galaxies massives avec un épais cocon de poussière. Cette distinction est importante pour comprendre comment les premiers trous noirs ont gagné de la masse au cours du premier milliard d'années.

Les observations futures avec JWST/MIRI dans l'infrarouge moyen et les relevés profonds en rayons X (par exemple avec la future mission AXIS) permettront de mesurer plus précisément la fraction de LRD avec de la poussière chaude et une émission en rayons X. La spectroscopie à haute résolution aidera à séparer la contribution des étoiles et du noyau actif dans l'excès ultraviolet. Il faudra également des recherches systématiques d'analogues très rouges des BHD (comme l'objet Virgil à z = 6,6) à l'aide de critères de sélection basés sur la couleur infrarouge moyenne, afin de comprendre à quel point ces systèmes sont rares dans l'Univers primordial et quel est leur lien avec les LRD. Deux maisons avec des façades identiques se sont révélées construites selon des plans différents, et nous savons maintenant comment regarder à l'intérieur.