Le télescope James Webb a trouvé des trous noirs supermassifs à une époque où ils n'auraient pas eu le temps de grossir. Une équipe de l'université de Californie à Los Angeles propose une explication en deux temps. Dans les amas d'étoiles très denses du jeune Univers, les collisions s'enchaînent et construisent des étoiles géantes, qui s'effondrent en graines de trous noirs. Autour de ces graines, les mêmes collisions fournissent le gaz qui pourrait expliquer les énigmatiques « Little Red Dots ». L'étude est parue dans The Astrophysical Journal le 26 octobre 2026.

Mille étoiles dans un rayon de 3,26 années-lumière

L'Univers jeune n'était pas un espace vide parsemé de galaxies bien rangées. Les observations de Webb et les simulations cosmologiques montrent au contraire une formation stellaire très groupée, avec des amas compacts et denses, parfois observés grâce à l'effet de loupe d'une galaxie plus proche. Certains affichent des densités de surface de 100 000 masses solaires par parsec carré. Pour se faire une idée, il faut imaginer mille étoiles entassées dans une sphère de 1 parsec de rayon, soit 3,26 années-lumière. Le même volume autour du Soleil ne contient aucune étoile : la plus proche, Proxima du Centaure, est à 4,24 années-lumière.

Dans un tel entassement, les rencontres ne sont pas rares. Les étoiles passent près les unes des autres, s'attirent, se frôlent, et parfois se percutent pour de bon. Claire Williams, doctorante à l'université de Californie à Los Angeles, et ses dix coauteurs ont voulu savoir ce que ces collisions produisent, et à quel point elles changent la vie des amas.

Leur méthode tient en deux étages. Un modèle analytique décrit, rayon par rayon, ce qui se passe dans l'amas. Les conditions de départ, elles, sont tirées de simulations cosmologiques à haute résolution, qui indiquent quels amas existent réellement à ces époques. Les auteurs ont exploré des centaines de combinaisons : masses d'amas de 10 000 à 1 milliard de masses solaires, rayons de 0,2 à 100 parsecs, vitesses internes de 2 à 200 kilomètres par seconde, avec ou sans trou noir central.

Reste à vérifier que ce modèle analytique dit vrai. Pour cela, les chercheurs le comparent à des simulations dites de Monte Carlo. Le principe est simple à raconter : on rejoue la scène un grand nombre de fois, en tirant au hasard les orbites et les rencontres possibles, puis on regarde ce qui arrive le plus souvent. Chaque cas de test contient 1 000 étoiles, toutes à moins d'un parsec du centre. Le modèle et les simulations tombent d'accord sur l'essentiel, ce qui donne du crédit au cadre.

Sans trou noir, les collisions s'empilent

Premier cas de figure : l'amas n'a pas encore de trou noir. Une collision entre deux étoiles y ressemble à une fusion. Les deux corps s'écrasent, la matière se mélange, et il en sort une étoile plus massive. Ce produit est plus lourd que ses voisines. Dans la foule de l'amas, il ralentit et tombe vers le centre, un phénomène que les astronomes appellent friction dynamique. Le même effet qui freine une bille lourde dans un saladier de billes légères.

Au centre, la densité monte, et les collisions s'accélèrent. Chaque fusion produit une étoile plus grosse, qui avale à son tour ses voisines. C'est une réaction en chaîne. Le modèle montre qu'elle peut donner une étoile très massive, un objet de plusieurs centaines, voire de plusieurs milliers de masses solaires. Dans les cas les plus extrêmes, la masse finale dépasse 100 000 masses solaires, soit l'équivalent de 100 000 Soleils réunis en un seul astre.

Les auteurs restent prudents sur ce chiffre. Le résultat dépend fortement de la densité de l'amas et de la répartition des masses des étoiles qui le peuplent. Avec une population d'étoiles plus lourdes que dans notre voisinage, seuls 22 systèmes sur l'ensemble testé forment une étoile très massive, et la plus lourde atteint 512 masses solaires. La tendance générale reste la même : plus l'amas est dense, plus l'étoile finale est massive.

Vient alors la fin de vie. Un astre de cette taille ne peut pas survivre à sa propre gravité. Quand son cœur s'effondre, il ne laisse pas une étoile à neutrons, mais un trou noir. Le modèle suppose que toute la masse de l'étoile géante passe dans le trou noir, ce qui donne des graines de 200 masses solaires et plus, jusqu'à 100 000 masses solaires dans les cas extrêmes. Voilà comment les amas compacts du jeune Univers pourraient fabriquer les premiers trous noirs supermassifs, sans attendre des milliards d'années de repas.

La vitesse est tout l'enjeu. Un trou noir qui avale du gaz grossit au mieux à un rythme plafonné, fixé par la pression de la lumière qu'il émet et qui repousse la matière. Les astronomes l'appellent la limite d'Eddington. À ce plafond, une graine met des milliards d'années à devenir géante. L'Univers jeune n'avait pas ces milliards d'années.

Avec un trou noir, elles détruisent et noient le centre de gaz

Second cas de figure : un trou noir est déjà là, avec une masse de 10 000 à 10 millions de masses solaires. Il domine la gravité du centre de l'amas. Les étoiles y tournent beaucoup plus vite, et une collision ne ressemble plus à une fusion. À haute vitesse, les deux étoiles se pulvérisent au lieu de s'assembler. Le modèle parle de collisions destructrices : la matière est réduite en gaz, libéré dans le voisinage immédiat du trou noir.

Ce gaz ne disparaît pas. Les calculs montrent qu'il s'accumule dans les 0,00001 parsec autour du trou noir, soit environ deux unités astronomiques, deux fois la distance Terre-Soleil. La densité atteinte y est extrême. Une partie de ce gaz peut tomber dans le trou noir et le nourrir, une autre peut être expulsée par les vents et le rayonnement de l'amas. Le modèle ne suit pas encore ces échanges, mais il prédit que le gaz est là, très dense, très proche du centre.

C'est exactement le décor que les astronomes cherchent pour expliquer les « Little Red Dots ». Ces objets compacts et rouges, repérés en grand nombre par Webb, apparaissent environ 600 millions d'années après le Big Bang et se raréfient vers 1,5 milliard d'années. La lumière infrarouge de Webb les montre bien, mais leur nature divise : amas d'étoiles très dense, ou trou noir en train d'avaler un gaz épais ?

Mosaïque de six images Webb de Little Red Dots : des points rouges à cœur jaune-blanc, chacun encadré, avec son nom et son décalage vers le rouge.
Six « Little Red Dots » observés par le télescope James Webb, de z = 4,75 à z = 8,92. Ces objets compacts et rouges apparaissent en grand nombre environ 600 millions d'années après le Big Bang. Crédit : NASA, ESA, CSA, STScI, D. Kocevski (Colby College).

Le modèle apporte une pièce au débat. Les collisions destructrices fournissent le gaz dense autour du trou noir, ce qui peut à la fois nourrir sa croissance et absorber une partie de son rayonnement. La lumière infrarouge traverse mieux ce cocon que les rayons X, ce qui donnerait des objets rouges et discrets en rayons X. Un objet rouge, compact, sans rayons X détectables, voilà le portrait d'un « Little Red Dot » tel que le dessine cette hypothèse.

Le centre de la Voie lactée vu en infrarouge par Spitzer : des nuages de poussière et un essaim très dense d'étoiles autour du trou noir central.
Le centre de la Voie lactée vu par Spitzer. Autour de Sgr A*, le trou noir de 4 millions de masses solaires, grouille un amas nucléaire très dense : un analogue local des systèmes décrits par le modèle. Crédit : NASA/JPL-Caltech.

Les auteurs font le lien avec un objet que nous connaissons bien : le centre de la Voie lactée. Autour de Sgr A*, le trou noir de 4 millions de masses solaires, grouille un amas nucléaire très dense. Si les étoiles géantes du premier cas s'effondrent en trous noirs de masse intermédiaire, le système ressemble alors à ce que nous voyons chez nous, un trou noir entouré d'un essaim d'étoiles. Le même mécanisme, à des échelles et des époques différentes.

Ce que ça change, et ce qui reste à prouver

L'intérêt de ce travail n'est pas seulement de proposer une recette pour les trous noirs géants. Il relie entre elles plusieurs observations que l'on traitait séparément : les amas compacts vus par Webb à grand décalage vers le rouge, les amas nucléaires des galaxies proches, les trous noirs de masse intermédiaire et les « Little Red Dots ». Un même cadre, avec ou sans trou noir central, tente de les faire tenir ensemble.

Infographie en trois cartes : 5 à 12 en décalage z, 100 000 masses solaires, 2 UA autour du trou noir.
Trois chiffres pour résumer l'étude : la fenêtre observée, la masse extrême d'une étoile née de fusions, et l'échelle du gaz accumulé autour du trou noir. Infographie TRACKER-1.

Il faut mesurer la portée réelle du résultat. Le modèle est analytique et comparé à des simulations de Monte Carlo avec 1 000 étoiles par cas, pas à des simulations complètes qui suivent le gaz, la formation des étoiles et les vents stellaires. Les collisions y sont traitées de façon simplifiée, soit fusion, soit perte de masse. L'hypothèse que toute la masse de l'étoile géante finit dans le trou noir est favorable au scénario. Et les auteurs le reconnaissent : l'ajout du gaz pourrait changer les taux d'accrétion.

Reste que le cadre est cohérent avec plusieurs observations. Les densités déduites pour les « Little Red Dots » correspondent à des étoiles très massives de 10 000 à 100 000 masses solaires, ce qui plaide pour la présence d'un trou noir dans ces objets. Les collisions destructrices donnent aussi une signature possible : un gaz enrichi par les entrailles des étoiles, avec des abondances chimiques inhabituelles, que la spectroscopie de Webb pourrait chercher.

La suite se joue donc dans les données. Des simulations hydrodynamiques complètes, qui suivent le gaz en même temps que les étoiles, diraient si les collisions tiennent leurs promesses. Et des observations plus fines des « Little Red Dots » pourraient trancher entre un amas d'étoiles et un trou noir en accrétion. En attendant, une idée ancienne refait surface avec un argument nouveau : les premiers géants de l'Univers sont peut-être nés dans des collisions, pas dans des repas.

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