Héritier des idées de Edwin Hubble, le télescope spatial James Webb a plongé dans une époque où l'expansion de l'univers commençait à peine à prendre de la vitesse. À des redshifts z>4, il a détecté d'étranges objets — les « Petits points rouges » (LRD). Leurs spectres ressemblent à un V inversé : un saut de Balmer abrupt et de larges raies d'émission de l'hydrogène. Ces points sont trop brillants pour des galaxies et pas assez « bleus » pour des quasars. Mystère : quelle bête se cache derrière les données de spectroscopie ? L'idée, esquissée dans les travaux de Stephen Hawking et Maarten Schmidt, connaît un second souffle : la quasi-étoile — un trou noir enveloppé dans un cocon de gaz impénétrable.

Imaginez un four de potier : la chaleur cuit l'argile et la transforme en un récipient solide. De même dans une quasi-étoile : le trou noir central, d'une masse de centaines de milliers de soleils, chauffe la matière qui tombe à des températures inimaginables. Mais le rayonnement ne s'échappe pas — il est arrêté par une épaisse enveloppe. Ce cocon, épais de quelques milliers d'UA, agit comme un transformateur : le rayonnement d'accrétion dur est converti en un continuum doux à une température d'environ 5000 K. La densité du gaz à l'intérieur est de 10¹¹ particules/cm³, un véritable mur pour les photons. En sortant du four, la lumière porte l'empreinte de l'hydrogène ionisé : ce fameux saut de Balmer et les raies d'émission que voit Webb.

Les astrophysiciens ont recréé ce processus avec le code Cloudy, en modélisant le trajet du rayonnement depuis le trou noir en accrétion à travers une zone convective saturée et une enveloppe dense jusqu'à la proto-région diffuse des raies larges. Les spectres synthétiques ont été comparés aux données de 95 LRD. Le résultat est stupéfiant : pour 86 objets, la forme du continuum, la profondeur du saut de Balmer et l'intensité des raies de l'hydrogène correspondent aux observations. Le modèle explique aussi la corrélation entre la force du saut et le rougissement : elle augmente à cause de l'accroissement de la densité de colonne d'hydrogène, qui éloigne la recombinaison du « cas B » standard. Le four central fonctionne selon le principe d'Eddington — plus le trou noir est massif, plus il est brillant : L = 1.2 × 10³⁸ (M/M☉) erg/s. Et le rayon de la sphère incandescente est donné par la loi de Stefan-Boltzmann : R = √(L/(4πσT⁴)). En substituant la luminosité et la température mesurées, on obtient environ 1500 UA — la taille typique d'une quasi-étoile.

Cependant, le spectre de quasi-étoile pur n'est qu'une partie du tableau. Le modèle ne reproduit pas les raies de l'hélium ni l'excès de poussière cosmique chaude dans l'infrarouge moyen. Il semble que des composants supplémentaires soient nécessaires : un gaz coronal ou une enveloppe de poussière interne. Ce qui intrigue particulièrement, c'est la dégénérescence des interprétations. Les mêmes spectres peuvent être produits par des galaxies fortement poussiéreuses avec formation d'étoiles, par des disques d'accrétion « nus », ou par d'exotiques trous noirs primordiaux. Pour trancher ce nœud gordien, il faudra des données des observatoires submillimétriques et à rayons X. Et pourtant, la quasi-étoile nous ramène aux origines : peut-être était-elle le chaînon manquant entre les premières étoiles géantes et les quasars de l'univers mature. Ces objets sont des témoins vivants de l'époque qui a suivi le Big Bang, quand la gravité apprenait à construire ses machines les plus grandioses. Si le modèle est correct, alors dans chaque LRD nous voyons l'embryon d'un futur monstre — un trou noir de milliards de masses solaires, capturé dans son enfance.