Quasi-étoile

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].

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].

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].

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]}.