La matière noire sculpte les trous noirs express
Quelques centaines de millions d'années à peine après le Big Bang, des trous noirs géants se formaient déjà dans l'océan de matière noire invisible. Ils naissaient directement de cette matière, sans l'aide d'étoiles. Ce mécanisme, fondé sur les équations de Lemaître, explique leur apparition précoce. Le secret réside dans la forme. Seules des concentrations lisses et étendues, semblables à une colline arrondie, peuvent s'effondrer en un trou. Les pics aigus ou les bosses irrégulières se dispersent simplement. À l'endroit approprié, la courbure de l'espace-temps devient si intense que la matière tombe inexorablement vers l'intérieur. Les calculs montrent que de tels effondrements se produisaient lorsque l'univers était âgé d'un à trois milliards d'années, engendrant des trous de masses allant de mille à un million de soleils. Cela explique d'où viennent les trous noirs supermassifs dès un milliard d'années après la naissance de l'univers. Rebondissement inattendu : le sort de l'effondrement — qu'il se concentre en un point, s'étire en un filament ou s'aplatisse en une galette — dépendait des mouvements infimes de la matière. Cette « danse » de la matière noire a déterminé l'aspect des galaxies futures, car les trous ainsi formés sont devenus les graines autour desquelles se sont développés les systèmes stellaires que nous connaissons.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2605.30145
We study black hole (BH) formation from the nonlinear growth and collapse of primordial perturbations during the matter-dominated era. Modelling cold dark matter (CDM) as pressureless dust, we describe the collapse in a fully nonlinear relativistic framework using the Lema\^{i}tre-Tolman-Bondi (LTB) and quasi-spherical Szekeres solutions as exact perturbations of a spatially-flat Friedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walker (FLRW) $$\Lambda$$CDM background. At first order in relativistic scalar perturbation theory, the growing mode of any relevant quantity can be expressed in terms of the conserved gauge-invariant curvature perturbation $$\mathcal{R}_c$$, which acts as a potential for the 3-curvature of hypersurfaces orthogonal to the matter 4-velocity. We use this result to express the active gravitational mass and curvature functions of the LTB and Szekeres models in terms of the initial values of $$\mathcal{R}_c$$ and its spatial derivatives. From these initial curvature data we derive: (i) the turn-around, collapse, and apparent-horizon formation times, and (ii) the regularity conditions required for BH formation. We show that sinusoidal and Gaussian profiles do not provide viable BH-forming channels, whereas broad compensated curvature peaks, naturally predicted by peak theory, do. We then estimate the formation times of $$10^{3}-10^{6}~\mathrm{M}_\odot$$ massive BH seeds produced by the direct collapse of primordial CDM curvature peaks, finding full BH formation at redshifts $$z>5$$, with core collapse beginning at $$10 \lesssim z \lesssim 16$$. Finally, we characterize the local dynamics and singularity type of the collapse (point-like, cigar-like, or pancake-like) directly from the initial comoving curvature data, clarifying the role of the initial shear in selecting the collapse end-state.
Les tout premiers trous noirs ne sont pas nés d'étoiles mourantes, mais directement de la matière noire invisible. Leur effondrement était déclenché par la gravité, et il suffisait d'une forme « vallonnée » appropriée.