UN TROU NOIR PESÉ 470 MILLIONS D'ANNÉES APRÈS LE BIG BANG

Des quasars alimentés par des trous noirs de milliards de masses solaires existaient déjà quand l’Univers avait moins d’un milliard d’années. Comment ils ont grossi si vite reste une des énigmes de l’astronomie. Les grands relevés du ciel en ont trouvé des centaines, mais seulement les plus lumineux.

Le télescope spatial James Webb a changé la donne. Il voit des noyaux actifs de galaxie bien plus faibles — des galaxies dont le trou noir central se nourrit — grâce à leurs raies d’émission larges : la lumière d’un gaz qui tourne si vite près du trou noir que ses raies spectrales — les couleurs précises qu’émet chaque élément — s’étalent. Beaucoup de ces objets sont des sources compactes et très rouges, surnommées « petits points rouges » (Little Red Dots), dont la nature est encore débattue.

Une recherche sans raccourci

Xingyao Cai, Akio K. Inoue, Masafusa Onoue et leurs collègues, depuis l’université Waseda à Tokyo, ont passé en revue les spectres publics de l’archive DAWN du JWST : 1 247 sources à distance sûre, entre les décalages vers le rouge 6 et 10,3 — ce décalage, noté z, mesure combien l’expansion de l’Univers a étiré leur lumière : plus il est grand, plus la source est lointaine et vue tôt. Sans présélection par la couleur ni la taille. Pour chaque spectre, ils se sont demandé si un modèle avec une raie large de l’hydrogène collait mieux qu’un modèle sans. 66 candidats ont passé le test.

Le plus lointain s’appelle MoM-BL-z10, observé dans le programme « Mirage or Miracle », à un décalage vers le rouge z = 9,9837 — quand l’Univers n’avait que 470 millions d’années.

Sa raie large hydrogène bêta, émise en lumière visible bleu-vert, nous arrive étirée environ onze fois (1 + z), dans l’infrarouge, à 5,35 micromètres, juste au-delà de la coupure à 5,3 micromètres du traitement standard de Webb. Elle n’est visible que parce que l’archive récupère ce morceau de spectre supplémentaire.

Sept petites images Webb d’un point pâle, un long spectre bruité, et un zoom sur une raie large de l’hydrogène ajustée en rouge.

Images Webb de MoM-BL-z10 dans sept filtres (en haut) et son spectre, avec la raie large hydrogène bêta ajustée à droite. — Figure 1, Cai et al. (2026), arXiv:2610.28735, CC BY 4.0.

Peser le trou noir

La raie large est détectée avec un rapport signal sur bruit de 3,87 seulement, à peine au-dessus du seuil de 3 que les auteurs s’étaient fixé. La lumière du gaz qui vient vers nous est décalée dans un sens, celle du gaz qui s’éloigne dans l’autre (effet Doppler) : la largeur de la raie se mesure donc comme un écart de vitesses, 3 480 kilomètres par seconde (avec de grandes incertitudes : −950, +2 040). Les rapports d’autres raies, du néon et de l’oxygène, rangent l’objet parmi les noyaux actifs plutôt que parmi les galaxies qui forment simplement des étoiles.

Combiner la vitesse du gaz et l’éclat de la source, qui dit la taille de la région d’où vient la lumière, donne une masse « virielle » — la première estimation de ce type à un décalage vers le rouge de 10 :

avec la recette standard des quasars, environ 36 millions de masses solaires (3,6 × 10⁷, entre environ 19 et 94 millions), qui se nourrit à 11 % de son rythme maximal théorique, la limite d’Eddington — le plafond au-delà duquel la lumière émise par la matière qui tombe repousse le gaz et coupe l’alimentation ;
avec une recette proposée pour les petits points rouges, en supposant qu’il se nourrit à ce maximum, environ 2,1 millions de masses solaires — 17 fois moins.

L’objet est compact et a les couleurs attendues d’un petit point rouge, mais les auteurs refusent de le classer ainsi avec les données actuelles.

Trop lourd, trop tôt

L’équipe a reconstitué comment un tel trou noir aurait pu grossir, à partir d’un décalage vers le rouge de 25, soit bien avant les 470 millions d’années où on l’observe. Depuis une graine légère — le reste d’une étoile de 10 à 100 masses solaires —, atteindre 36 millions de masses solaires exige un rythme moyen environ deux fois supérieur à la limite d’Eddington. Une graine lourde de 10 000 à 100 000 masses solaires, née peut-être de l’effondrement direct d’un nuage de gaz, pourrait y arriver en se nourrissant à la limite. À son rythme observé de 11 %, il n’aurait jamais pu devenir aussi gros : il a dû manger plus vite dans le passé.

Courbes de masse du trou noir en fonction du décalage vers le rouge pour des graines légères et lourdes, une étoile marquant MoM-BL-z10.

Histoires de croissance possibles : l’étoile jaune (masse standard) se place là où les graines légères doivent dépasser la limite d’Eddington et où les graines lourdes suffisent. — Figure 5, Cai et al. (2026), arXiv:2610.28735, CC BY 4.0.

Même la masse basse reste difficile à atteindre depuis une graine stellaire qui grossit à la limite.

Au bord de ce que Webb sait faire

MoM-BL-z10 devient le noyau actif à raie large le plus lointain connu, au-delà de CAPERS-LRD-z9 à z = 9,29. Deux candidats antérieurs vers z = 10, UHZ1 et GN-z11, n’ont jamais montré de raie large détectée de façon sûre. Comme la raie de l’hydrogène tombe ici tout au bord du spectrographe de Webb, les auteurs soupçonnent qu’un décalage vers le rouge de 10 est peut-être proche de la limite pratique pour trouver ainsi des trous noirs faibles. Une recherche plus large, avec un catalogue complet, est en préparation.