MoM-BH*-1
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| MoM-BH*-1 | |
| Données d’observation (Époque J2000.0) | |
|---|---|
| Constellation | La Baleine |
| Ascension droite (α) | 02h 17m 35,40s |
| Déclinaison (δ) | −5° 08′ 06,4″ |
| Décalage vers le rouge | 7,7569 |
Localisation dans la constellation : Baleine   | |
| Astrométrie | |
| Distance | 13 140 000 000 al |
| Caractéristiques physiques | |
| Type d'objet | Quasi-étoile |
| Liste des objets célestes | |
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MoM-BH*-1, objet céleste, serait une quasi-étoile (en anglais, Black Hole Star, abrégé BH*), au décalage vers le rouge spectroscopique de z = 7,7569, observée dans le cadre du modèle ΛCDM environ 660 millions d’années après le Big Bang. Elle se situe dans la constellation de la Baleine.
L’objet céleste MoM-BH*-1 a été observé par le télescope spatial James Webb dans le cadre de trois programmes, le PRIMER survey, le EXCELS survey et le Mirage or Miracle survey, dont deux fois avec l’instrument NIRSpec, le et le [1].
Caractéristiques
La magnitude absolue de MoM-BH*-1 est de MUV −18,1±0,2.
Le spectre de MoM-BH*-1 comprend une large raie d'émission Hβ à plusieurs pics, une raie d’absorption Hγ ainsi qu’une raie d’absorption profonde Hβ.
Le spectre comprend une forte discontinuité de Balmer entre ≈ 3 − 4 μm où le flux chute d’un facteur > 20×, expliquant ainsi la couleur extrêmement rouge de l'objet restituée par la caméra NIRCam de JWST (fν F444W / fν F277W > 20). Le doublet des raies d’émission [OIII] 4960, 5008 Å est détecté (niveau de confiance de 3,5σ) a un décalage vers le rouge cohérent avec celui des raies de la série de Balmer observées[1].
L'intensité de la discontinuité de Balmer mesurée pour MoM-BH*-1 est de DB = f ν4050 Å / f ν3670 Å = 7,7+2,3
-1,4.
Les propriétés observées de l’objet céleste, pour les auteurs de l’étude, sont celles du modèle théorique de la quasi-étoile.
Une quasi-étoile, n'est pas une étoile au sens ordinaire (pas de fusion nucléaire au centre). C’est plutôt un trou noir supermassif se nourrissant de la matière environnante, entouré d'une épaisse enveloppe de gaz et de poussière. Le gaz absorbe et réémet la lumière, créant une apparence — dans certaines longueurs d'onde — similaire à ce que l'on attendrait d'une étoile massive. Les larges raies d'émission proviennent du gaz en mouvement rapide, et le continuum rouge de la poussière[2].
La galaxie hôte de MoM-BH*-1 est une galaxie naine, sans doute de faible métallicité, d’une masse stellaire égale à environ 500 millions de M⊙, qui se trouve à proximité d'une autre galaxie plus massive de 109M⊙. Les théories des trous noirs à effondrement direct, qui se forment à partir de gaz primordial, prédisent qu’une telle proximité avec une source d’ionisation pourrait être la clé pour supprimer la formation d’hydrogène moléculaire, facilitant ainsi la naissance d'une quasi-étoile[1]. Ce scénario est exploré dans une étude de Josephine F.W. Baggen et al. de [3].
Pour les auteurs de l’étude, une hypothèse peut être avancée pour expliquer les spectres des petits points rouges (en anglais, little reds dots (LRDs)) observés par le télescope spatial James Webb. Dans le tableau composite envisagé, une galaxie voisine à sursauts de formation d’étoiles dominerait les raies d’émission émises dans l’ultraviolet (morphologie étendue, raie Lyα étroite) qui sont observées, tandis que les raies d’émission qui domineraient dans le reste de l’optique (discontinuité de Balmer, larges raies d’émission de la série de Balmer, variabilité attendue du noyau actif de galaxie autour de Hα) seraient celles de la quasi-étoile.
Schématiquement, les auteurs de l’étude constatent que:
1. Le sceptre d’une quasi-étoile (MoM-BH*-1) + le spectre d’une galaxie lumineuse voisine à 60 Kpc = le spectre d’un futur petit point rouge après fusion au bout de 100 Ma.
2. Le spectre d’un petit point rouge – le spectre de la galaxie hôte (du petit point rouge) = le spectre d’une quasi-étoile[1].
