Quasi-étoile
Ne doit pas être confondu avec Quasar.
Une quasi-étoile ou étoile trou noir est une étoile hypothétique très massive qui aurait pu exister très tôt dans l'Univers. Bien que la taille et la masse des quasi-étoiles diffèrent selon les modèles, il est généralement admis que celles-ci seraient beaucoup plus élevées que celles des étoiles « ordinaires ». Contrairement aux étoiles classiques, où l'équilibre hydrostatique est maintenu par fusion nucléaire à l'intérieur du noyau, ce serait plutôt l'énergie libérée par le disque d'accrétion d'un trou noir en leur centre qui occuperait cette fonction pour les quasi-étoiles.
Les quasi-étoiles pourraient expliquer la présence de trous noirs supermassifs et de quasars possédant un décalage vers le rouge supérieur à 6[1], ainsi que de nombreuses sources de rayons gamma extragalactiques[2],[3],[4],[5],[6]. Le télescope spatial James Webb pourrait confirmer leur existence dans un futur proche.
Caractéristiques physiques
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La taille et la masse d'une quasi-étoile ne sont pas connues avec précision. En effet, ces données dépendent du modèle théorique utilisé. Les auteurs postulent généralement une valeur tournant autour de 8 × 105 rayons solaires de diamètre[7] pour une masse de 107 masses solaires (M☉)[8] à l'apogée de la vie de la quasi-étoile.
Les quasi-étoiles pourraient présenter des jets à leurs pôles. Ces jets émettraient en majorité des rayons gamma, grâce à la diffusion Compton inverse, ainsi que des ondes électromagnétiques de basse énergie, allant du domaine du visible à celui des infrarouges, grâce au rayonnement synchrotron[8]. Le ratio du flux de rayons gamma au flux de rayons infrarouges serait d'environ 60[8].
Évolution stellaire
[modifier | modifier le code]Formation
[modifier | modifier le code]La formation d'une quasi-étoile nécessiterait la présence d'un halo de matière noire, afin de permettre la formation d'un nuage de gaz possédant une température du viriel[9] supérieure à 104 kelvins (K)[10],[11],[12]. Le nuage devrait également être pauvre en H2[13],[14], bien que l'importance de ce critère soit encore incertaine[15]. L'auto-gravité (en) de ce nuage ainsi que les précédentes caractéristiques rendent le nuage propice aux instabilités dynamiques globales[16],[17], qui concentrerait alors la matière au centre du halo de matière noire tout en réduisant son moment cinétique[10],[11].
La quasi-étoile est donc constituée d'un noyau supporté par la pression du gaz et d'une enveloppe supportée par la pression de radiation[10],[11],[12]. Le haut taux de chute du gaz empêcherait la fusion nucléaire, et donc la formation d'une étoile classique[11].
Dissolution
[modifier | modifier le code]Lorsque le noyau atteint une température de 109 K, il se mettrait à émettre des neutrinos par le processus Urca, ce qui engendre un refroidissement[10]. Lorsque la température chute à 5 × 108 K, la pression de radiation devient insuffisante pour contrecarrer la pression exercée sur le noyau par le gaz de l'enveloppe[11], ce qui mène à l'effondrement du noyau et à la naissance d'un trou noir de 10 à 20 M☉ au centre de la quasi-étoile[10].
Un disque d'accrétion se forme à l'intérieur de la quasi-étoile, autour du trou noir. L'énergie libérée par ce disque devient ainsi la force s'opposant à la pression exercée par le gaz de l'enveloppe. L'énergie libérée est alors équivalente à l'énergie de liaison gravitationnelle, ce qui cause une expansion du rayon de l'enveloppe par un facteur supérieur à 100[12]. Durant cette phase, le trou noir central grossit rapidement en raison de l'apport en masse de l'enveloppe[10],[11],[12],[15]. Après quelques millions d'années, à la fin de la vie de la quasi-étoile, le trou noir central possèderait une masse située entre 103 et 106 M☉, pour une époque z située entre 10 et 20[10],[11]. Ces trous noirs auraient alors amplement le temps de grossir jusqu'à 109 M☉ avant l'époque correspondant à z = 6[10],[12]. Certains scénarios nécessiteraient même que ce processus de formation de trou noir ne se produise que jusqu'à z = 18 pour aboutir à la densité de trous noirs supermassifs observés aujourd'hui[10].
Observations
[modifier | modifier le code]Les quasi-étoiles présentent une température minimale de photosphère qui correspond à un rayonnement en majorité près du domaine infrarouge. Ainsi, une quasi-étoile ayant un décalage vers le rouge de 10 aurait un pic d'émissivité à environ 10 μm[11]. Le télescope spatial James Webb (JWST) a détecté depuis 2022 des centaines de « petits points rouges », des objets compacts émettant une lumière rouge et infrarouge au spectre particulier, dont l'interprétation dominante en 2025 est que ce sont des quasi-étoiles[18],[19],[20].
Notes et références
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- ↑ (en) A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello et al., « Fermi Large Area Telescope First Source Catalog », The Astrophysical Journal, vol. 188, , p. 405-436 (DOI 10.1088/0067-0049/188/2/405).
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Bibliographie
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: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
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Articles connexes
[modifier | modifier le code]Liens externes
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