Quasi-étoiles : des cocons avec un trou noir à l'intérieur express
Le mystère de la croissance rapide des trous noirs dans l'Univers jeune pourrait être expliqué par les quasi-étoiles. Ce sont d'immenses cocons de gaz avec un trou caché à l'intérieur. La matière qui y tombe s'échauffe et émet tant de lumière qu'elle empêche le cocon de s'effondrer. Un tel objet pèse des milliers de soleils et brille plus fort qu'une galaxie entière.
Une nouvelle modélisation a montré : si le trou absorbe au moins un dixième de la masse solaire par an, tout le cocon se mélange et émet une lumière rougeâtre — exactement comme les mystérieux « points rouges » dans le cosmos lointain. Ces points ont longtemps dérouté les astronomes. En raison de l'expansion de l'univers, leur lumière est décalée vers le rouge, mais ce qui brillait exactement restait inconnu. Lorsque la masse du cocon atteint des dizaines de milliers de masses solaires, la courbure de l'espace-temps provoque une instabilité, et un trou noir naît au centre.
Le paradoxe est que le trou noir, qui d'habitude absorbe la lumière, devient lui-même la principale source de rayonnement. En comparant la luminosité observée des points rouges avec les modèles, les scientifiques ont découvert qu'ils correspondent au rythme d'absorption requis. Ainsi, les quasi-étoiles se sont allumées dans l'Univers jeune et ont probablement été les germes des trous noirs supermassifs.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2603.21714
The recently discovered Little Red Dots identified by the James Webb Space Telescope are compact high-redshift sources whose properties have motivated models involving black holes embedded within optically thick gaseous envelopes. We investigate their rest-frame optical emission by modeling quasi-stars, i.e. stellar envelopes powered by accretion onto a central black hole, formed from rapidly accreting proto-stars that reach the supermassive star regime ($$>10^4$$~\Msun) before undergoing general relativistic instability. We compute stellar evolution models with mass gain rates of 0.01, 0.1, and 1~\Msun/yr and metallicities $$Z=0$$-$$0.01$$. For accretion rates $$\ge0.1$$~\Msun/yr, stars remain nearly fully convective with $$T_\mathrm{eff}\sim4000$$-$$9000$$~K. General relativistic instability occurs at $$M_\star\sim3.5\times10^4$$~\Msun\ ($$6.8\times10^4$$~\Msun) for $$\dot{m}=0.1$$~\Msun/yr (1~\Msun/yr), at $$L\sim10^9$$~\Lsun. Assuming the black hole supports the envelope until complete accretion ($$M_{\rm BH,max}/M_{\rm QS}=1$$), quasi-stars reach maximum lifetimes of $$10^7$$-$$10^8$$~yr, $$\sim100$$-$$1000$$ times longer than their progenitors. Their formation and evolution are nearly independent of metallicity. Matching our models to Little Red Dots at $$z<4.5$$ ($$L_\mathrm{bol}\sim10^{9.5}$$-$$10^{11.5}$$~\Lsun) implies quasi-star masses of $$10^{4.5}$$-$$10^{6.5}$$~\Msun, while the minimum observed luminosity requires progenitor accretion rates $$\gtrsim0.1$$~\Msun/yr. Our models support quasi-stars as the origin of Little Red Dot optical emission and constrain their masses, lifetimes, progenitor environments, and luminosities. Our models offer a framework supporting quasi-stars as the source of Little Red Dot optical emission, and provide insights into their lifetimes, composition, progenitor's environment as well on their minimum and maximum observed luminosities.
Si une quasi-étoile remplaçait le Soleil, son enveloppe s'étendrait au-delà de l'orbite de Jupiter, et un trou noir de la taille d'une petite ville se cacherait à l'intérieur.