Trop tôt, trop brillantes

dès ~280 Ma

Une tache à 280 millions d'années

En 2024, l'équipe du relevé JADES, un grand programme d'observation profonde du télescope spatial James Webb, publie dans Nature la confirmation de deux galaxies. Leurs décalages vers le rouge valent z = 14,32 et z = 13,90 Carniani 2024. La plus lointaine, JADES-GS-z14-0, est « étonnamment lumineuse ». Elle est aussi « résolue » : son image n'est pas un point, elle a une étendue mesurable, avec un rayon de 260 parsecs, soit environ 850 années-lumière Carniani 2024¹. Un an plus tard, en 2025, une autre équipe, menée par R. P. Naidu et P. A. Oesch, confirme la galaxie MoM-z14 à z = 14,44. Elle est vue telle qu'elle était 280 millions d'années après le début Naidu 2025. Celle-ci est au contraire « extrêmement compacte » : son rayon effectif, celui qui contient la moitié de sa lumière, ne vaut que 74 parsecs, environ 240 années-lumière Naidu 2025¹. L'article porte un titre inhabituel pour une publication d'astrophysique : « Un miracle cosmique ».

Dans ces deux annonces, le mot qui compte est « confirmé par spectroscopie ». Il existe deux manières d'estimer la distance d'une galaxie aussi faible. La première, la photométrie, mesure son éclat à travers une série de filtres colorés et en déduit un décalage vers le rouge approximatif, d'après la forme de ses couleurs. La seconde, la spectroscopie, décompose sa lumière longueur d'onde par longueur d'onde. Elle repère alors un trait précis, une raie ou une coupure, dont on connaît la position au repos, et mesure de combien il a été déplacé. La première méthode trie des milliers de candidats. Seule la seconde établit la distance d'un objet². Les candidats à très grand décalage vers le rouge se comptaient par dizaines dès les premières images de Webb. Les galaxies confirmées à z ≈ 14 sont les premières dont la distance ne dépend plus de leurs couleurs.

Les âges de ces galaxies ne sont pas mesurés. Ce sont des décalages vers le rouge convertis dans le modèle standard, comme toutes les dates de cette partie du livre. Le chapitre sur les âges sombres a établi la règle qui vaut à ces époques, où la matière gouverne seule l'expansion : t ≈ 17,2 milliards d'années × (1 + z)^(−3/2), avec les paramètres de Planck Planck 2018(→ chap. 8). Pour z = 15, elle donne environ 270 millions d'années. Pour z = 14,44, celui de MoM-z14, elle donne environ 285 millions d'années, à 2 % des 280 millions publiés par l'équipe de Naidu Naidu 2025³. Les deux galaxies JADES sont vues vers 287 et 299 millions d'années. Les records successifs ne sont donc séparés que de quelques millions d'années. La règle est solide à ces époques, parce que son préfacteur ne dépend que de la densité absolue de matière, que Planck mesure presque directement (→ chap. 8). Ce qui la rend fragile ici tient au modèle lui-même : la question de ce chapitre est de savoir si ces galaxies le mettent en cause.

L'année cosmique donne l'échelle. Les 13,8 milliards d'années de l'histoire y sont ramenés à douze mois, et la première lumière est émise un quart d'heure après minuit, le 1er janvier. Dans cette année, MoM-z14 brille vers le 8 janvier, dans la même semaine que les premières étoiles, que la théorie fait apparaître vers le 3 ⁴(→ chap. 9). L'Univers n'a alors qu'environ 2 % de son âge actuel.

L'année cosmique montre aussi de combien la frontière a bougé. En 2015, on situait encore les premières galaxies vers 300 à 400 millions d'années après le début, soit entre le 8 et le 11 janvier esa2015reion⁴. MoM-z14 déplace la borne basse de cette fourchette de quelques dizaines de millions d'années, soit moins d'un jour de l'année cosmique. Et dès 2018, avant Webb, l'équipe de Takuya Hashimoto avait trouvé, dans une galaxie vue à z = 9,1, une population d'étoiles dominante formée « environ 250 millions d'années après le Big Bang, ce qui correspond à un redshift d'environ 15 » Hashimoto 2018. Le chapitre précédent a raconté cette mesure (→ chap. 9). On savait donc, avant les records de Webb, que des étoiles se formaient en nombre à cette époque. Du point de vue de la seule date, les records de 2024 et 2025 prolongent une tendance plutôt qu'ils ne la renversent.

Ces records ont une durée de vie. En septembre 2026, MoM-z14 reste à notre connaissance la galaxie la plus lointaine confirmée par spectroscopie Naidu 2025. Rien ne garantit qu'elle le soit encore quand ce livre paraîtra, et la fiche qui sert de base à ce chapitre recommande de ne pas figer le record ⁵. Mais la surprise que Webb a produite ne tient pas dans ces quelques millions d'années gagnés sur le passé. Elle tient dans un comptage.

Cent fois trop

Une galaxie isolée, même très lointaine et très brillante, ne dit pas grand-chose sur les lois qui ont formé les galaxies. Elle peut être une exception, un objet né dans une région exceptionnellement dense ou vu dans un moment exceptionnellement favorable. Le titre de l'article de Naidu et ses coauteurs joue sur cette idée de hasard. Le résultat principal de l'article va pourtant dans l'autre sens. Les auteurs ne se contentent pas d'annoncer MoM-z14 : ils estiment combien de sources aussi brillantes existent, par unité de volume, entre z ≈ 14 et z ≈ 15. Ils comparent ensuite ce nombre à celui que prévoyaient les modèles qui faisaient consensus avant Webb. Leur densité est « plus de 100 fois » supérieure à la prévision, 182 fois selon leur estimation centrale Naidu 2025.

La marge est large : +329 et −105 autour de 182 Naidu 2025. Traduite en bornes, elle place le rapport entre environ 77 et environ 511⁶. Une marge aussi large s'explique en principe par le petit nombre d'objets sur lesquels repose le comptage : à ces distances, chaque galaxie confirmée pèse lourd dans la statistique, et une seule de plus ou de moins déplace le résultat. La fiche ne donne pas la taille de l'échantillon, et ce point reste à documenter⁷. La largeur de la marge ne change pourtant pas la conclusion. Même la borne basse, près de 80, laisse un écart de presque deux ordres de grandeur entre ce qu'on attendait et ce qu'on voit. Une erreur d'un facteur deux ou trois dans le comptage, qui serait déjà considérable, ne ferait pas disparaître l'excès.

« Brillant » a ici un sens précis. Ce que Webb mesure, c'est la lumière ultraviolette émise par ces galaxies, que l'expansion a étirée d'un facteur 1 + z, donc d'un facteur 15 environ, avant qu'elle nous parvienne (→ chap. 8)⁸. Cette lumière ultraviolette est surtout celle des étoiles jeunes et massives. Une galaxie brillante, au sens de ces comptages, est donc une galaxie qui forme beaucoup d'étoiles au moment où on la voit, ou qui en a formé beaucoup très récemment⁸. C'est cette population qui est cent fois plus abondante que prévu.

L'équipe de JADES arrive à la même conclusion par ses propres objets. Stefano Carniani et ses coauteurs écrivent que les galaxies lumineuses « étaient déjà en place 300 millions d'années après le Big Bang et sont plus communes que ce qu'on attendait avant JWST » Carniani 2024. Deux programmes indépendants, avec des galaxies différentes, aboutissent au même constat.

Pour voir ce que cet excès met en jeu, il faut décomposer la prévision qu'il contredit. Un modèle qui prédit combien de galaxies brillantes on doit trouver à z = 14 enchaîne deux calculs. Le premier compte les halos de matière noire, ces concentrations où le gaz ordinaire tombe et forme des étoiles (→ chap. 8). Combien de halos de chaque masse existent à chaque époque, cela découle du modèle cosmologique : de la quantité de matière noire, et des petites inégalités de densité que le fond diffus a photographiées (→ chap. 6). Le second calcul attribue à chaque halo une galaxie, avec une masse d'étoiles, une luminosité, un contenu en poussière. Il ne découle pas du modèle cosmologique : c'est l'astrophysique de la formation des galaxies, celle du gaz qui se refroidit, s'effondre, forme des étoiles et réagit à leur présence⁹. Un excès de cent dans le résultat final peut venir de l'un ou de l'autre. S'il y a cent fois plus de halos qu'on ne le croit, c'est la cosmologie qui est en cause. Si les halos sont ceux qu'on attend mais qu'ils brillent davantage, c'est la formation des galaxies. Toute la suite du chapitre revient à savoir de quel côté se loge l'écart.

De l'oxygène à 300 millions d'années

Ces galaxies ne sont pas seulement nombreuses et brillantes. Leur chimie montre aussi qu'elles ont déjà un passé.

En 2025, l'équipe de Sander Schouws détecte, avec le réseau de radiotélescopes ALMA, une raie de l'oxygène ionisé dans JADES-GS-z14-0 Schouws 2025¹⁰. La galaxie est « étonnamment enrichie en métaux », au sens où les astronomes appellent métaux tous les éléments plus lourds que l'hélium (→ chap. 8). Sa métallicité, la part de ces éléments dans son gaz, vaut entre 5 et 20 % de celle du Soleil, « à peine 300 millions d'années après le Big Bang » Schouws 2025. Le chapitre précédent a tiré de cette mesure l'essentiel de ce qu'elle dit sur les premières étoiles (→ chap. 9). L'oxygène ne sort pas des premières minutes : la chaîne nucléaire du Big Bang s'arrête au lithium, et les éléments de masse 12 ou plus sont « formés à l'intérieur des étoiles » Kobayashi 2020. Il est surtout produit par les étoiles massives et libéré quand elles explosent Kobayashi 2020. Pour qu'une galaxie en contienne à 300 millions d'années, il a fallu que des étoiles naissent, vivent, meurent et que leur oxygène se mêle au gaz. Une ou plusieurs générations d'étoiles ont donc précédé celles qu'on voit briller dans JADES-GS-z14-0 Schouws 2025.

Ce qui intéresse ce chapitre, c'est ce que cette conclusion change à la question du nombre. D'abord, elle retire aux galaxies brillantes de z ≈ 14 le statut de premiers objets. JADES-GS-z14-0 n'est pas une galaxie qui s'allume : c'est une galaxie qui a déjà recyclé du gaz, au moins une fois, dans la boucle que le chapitre précédent a décrite (fabriquer, rejeter, renaître) (→ chap. 9)Kobayashi 2020. Ses propres étoiles, nées d'un gaz enrichi, ne sont pas des étoiles de population III, les étoiles sans métaux de la première génération. Pour cette galaxie au moins, l'excès de lumière ne s'explique donc pas par une population primitive exotique qui brillerait dans un gaz encore vierge¹¹. Ensuite, elle aggrave la question du rythme plutôt qu'elle ne la résout. Si ces galaxies ont déjà des générations d'étoiles derrière elles, la formation d'étoiles qui les a construites a commencé plus tôt encore que leur date d'observation. L'aube a commencé avant ce qu'on voit, et ce qu'on voit est déjà un deuxième ou un troisième acte. Les auteurs y lisent que les galaxies du jeune Univers « évoluent rapidement » Schouws 2025.

MoM-z14 apporte un indice d'une autre nature. Son spectre montre un excès d'azote qui, selon l'équipe de Naidu, rappelle celui des amas globulaires de notre voisinage Naidu 2025. Les amas globulaires sont des amas d'étoiles très denses et très anciens, qui gravitent autour de la Voie lactée et des galaxies voisines ¹². La ressemblance est frappante parce que l'azote, dans le partage actuel des éléments, n'est pas un produit rapide. Environ la moitié de l'azote de l'Univers vient aujourd'hui des vents d'étoiles de masse faible ou moyenne en fin de vie, pendant leur phase dite de géante asymptotique Kobayashi 2020. Or ces étoiles vivent longtemps, bien plus longtemps que les étoiles massives qui fournissent l'oxygène (→ chap. 9). Un excès d'azote dans une galaxie vue 280 millions d'années après le début demande donc soit une source rapide d'azote, soit un mode de formation particulier. La fiche ne dit ni laquelle ni ce que la parenté avec les amas globulaires implique¹³. Le fait reste : la plus lointaine galaxie confirmée porte déjà une signature chimique qu'on connaît dans des objets proches, et que les modèles ordinaires d'enrichissement ne produisent pas à cette vitesse.

Ces deux mesures relient ce chapitre à ceux qui l'entourent. Vers l'amont, elles bornent l'allumage : il y avait des étoiles mortes avant 300 millions d'années, ce qui est aujourd'hui la contrainte la plus solide sur la fin de la nuit (→ chap. 8). Vers l'aval, elles ouvrent l'histoire que racontera la partie suivante du livre, celle de la fabrication des éléments dans les étoiles (→ chap. 12). L'oxygène de JADES-GS-z14-0 est le plus ancien oxygène mesuré dont parlent les sources de ce livre, et il a été fabriqué comme celui que nous respirons.

Le plafond du modèle

Quand les premières images de Webb ont révélé des candidats très lointains et apparemment très massifs, en 2022, la première inquiétude n'a pas porté sur la formation des galaxies. Elle a porté sur le modèle cosmologique lui-même. En 2023, Michael Boylan-Kolchin la formule dans un article au titre explicite : « Mettre ΛCDM à l'épreuve avec les candidats galaxies à grand décalage vers le rouge » Boylankolchin 2023¹⁴.

Son argument repose sur un plafond simple. « La masse d'étoiles d'une galaxie est limitée par le réservoir de matière ordinaire disponible dans son halo de matière noire » Boylankolchin 2023. Le gaz qui forme les étoiles est tombé dans le halo avec la matière noire, et il ne peut pas y en avoir plus que la part de matière ordinaire dans la matière totale. Planck fixe cette part : environ 4,9 % de matière ordinaire pour 26,4 % de matière noire, soit à peu près une masse de matière ordinaire pour cinq de matière noire planck2018tab. Un halo de matière noire contient donc au plus environ 16 % de sa masse totale sous forme de gaz ordinaire, et une galaxie ne peut pas avoir plus d'étoiles que ce gaz¹⁵. Encore faudrait-il que tout le gaz soit devenu étoile, ce qu'aucune galaxie connue ne fait. Le modèle cosmologique, de son côté, dit combien de halos de chaque masse existent à chaque époque. Il suffit de combiner les deux pour obtenir une limite stricte : à une époque donnée, dans un volume donné, on ne peut pas trouver plus de masse en étoiles que ce que contiendraient les halos existants s'ils avaient converti tout leur gaz.

Les premiers candidats de Webb se situaient « à la limite même » de ce plafond Boylankolchin 2023. Boylan-Kolchin en tire la conséquence sans choisir. Un tel résultat signale « un problème important non résolu » à l'un de trois niveaux. Le premier niveau concerne les propriétés des galaxies déduites des observations : leur distance, leur masse. Le deuxième concerne la manière dont les galaxies se forment tôt dans le modèle standard. Le troisième concerne le modèle cosmologique standard lui-même Boylankolchin 2023.

Les trois niveaux n'ont pas le même coût. Une erreur au premier niveau n'engage que des mesures : un décalage vers le rouge photométrique surestimé, ou une masse d'étoiles déduite de la lumière avec de mauvaises hypothèses. Une erreur au deuxième niveau engage l'astrophysique : le gaz s'est converti en étoiles plus vite, ou plus efficacement, qu'on ne le pensait. Une erreur au troisième niveau engage tout le reste du livre. Il faudrait alors plus de halos massifs, plus tôt, que ne l'autorise un modèle calé sur le fond diffus, sur les abondances des premières minutes et sur les oscillations acoustiques mesurées dans la répartition des galaxies (→ chap. 7)(→ chap. 8). Et les dates de ces galaxies, calculées dans ce même modèle, seraient elles aussi à reprendre.

Le premier niveau a absorbé une bonne part du problème. Depuis 2023, la spectroscopie a écarté beaucoup des candidats photométriques trop massifs : une fois leur lumière décomposée, plusieurs se sont révélés moins lointains, ou moins massifs, que leurs couleurs ne le laissaient croire Boylankolchin 2023¹⁶. La menace la plus directe contre le modèle cosmologique venait d'objets qui n'étaient pas ce qu'on croyait.

Le premier niveau n'a pas pour autant absorbé tout l'excès. Les galaxies de z ≈ 14 dont parle la section précédente sont confirmées par spectroscopie : leur distance ne se discute plus Carniani 2024Naidu 2025. Et l'excès que mesure l'équipe de Naidu ne porte pas sur une masse d'étoiles mais sur une luminosité : ce sont des galaxies brillantes qui sont cent fois trop nombreuses Naidu 2025. Le plafond de Boylan-Kolchin, lui, porte sur une masse. Pour passer de la lumière mesurée à la masse d'étoiles, il faut supposer combien de lumière produit chaque masse solaire d'étoiles. Cette quantité dépend de l'âge des étoiles, de leur répartition en masse, de la poussière qui absorbe une partie de leur rayonnement¹⁷. C'est exactement dans cet intervalle, entre la lumière vue et la masse inférée, que se logent la plupart des explications proposées. Une galaxie peut briller beaucoup sans avoir beaucoup d'étoiles, si ses étoiles sont très jeunes, si elles sont plus massives en moyenne, ou si rien n'absorbe leur lumière. Dans ce cas, le plafond n'est pas touché, et le modèle cosmologique n'est pas en cause.

Quatre explications, aucune gagnante

Quatre familles d'explications se partagent aujourd'hui l'excès de galaxies brillantes. Elles ne s'excluent pas : une même galaxie peut relever de plusieurs à la fois. Toutes jouent sur le deuxième étage de la prévision, celui qui attribue une luminosité à chaque halo.

Des sursauts sans frein

Dans une galaxie ordinaire, la formation des étoiles se freine elle-même. Les étoiles massives, dès qu'elles existent, soufflent des vents puissants puis explosent en supernovas ; elles chauffent et dispersent le gaz dont d'autres étoiles auraient pu naître. Les astronomes appellent cet effet en retour la rétroaction¹⁸. Elle fait qu'une galaxie ne convertit jamais d'un coup tout son gaz en étoiles : les premières étoiles formées empêchent les suivantes.

Mais la rétroaction a un délai. Il faut du temps à une étoile massive pour développer ses vents et atteindre son explosion. Le chapitre précédent a donné un ordre de grandeur pour une étoile de 25 masses solaires : environ 10 millions d'années de combustion de l'hydrogène avant les étapes finales wiki-sib(→ chap. 9). De son côté, un nuage de gaz qui s'effondre sous son propre poids met un certain temps à le faire, qu'on appelle le temps de chute libre, et ce temps est d'autant plus court que le gaz est dense¹⁹. En 2023, Avishai Dekel et ses coauteurs comparent les deux durées. Quand le temps de chute libre descend sous un million d'années environ, il devient plus court que le délai nécessaire aux étoiles massives pauvres en métaux pour développer vents et supernovas. Cela correspond à une densité caractéristique d'environ 3 000 atomes par centimètre cube Dekel 2023. Au-delà, le gaz s'effondre et forme ses étoiles avant que les freins ne se déclenchent. Dekel et ses coauteurs appellent ces épisodes des « sursauts sans rétroaction » Dekel 2023.

Dans ce scénario, les galaxies de l'aube convertissent le gaz accrété en étoiles avec une grande efficacité, et le modèle prédit un excès de galaxies lumineuses à z ≳ 10, soit avant environ 470 millions d'années Dekel 2023²⁰. Les auteurs lisent les observations de Webb comme « cohérentes » avec cette conversion efficace Dekel 2023. Le scénario ne demande aucun halo de plus : il demande que les halos de l'aube, plus denses, fassent davantage d'étoiles avec le même gaz. Il reste sous le plafond de Boylan-Kolchin, mais il s'en rapproche.

Une formation d'étoiles en dents de scie

La deuxième explication ne change pas la quantité d'étoiles formées, mais sa répartition dans le temps. Dans les simulations numériques de la série FIRE, qui suivent en détail le gaz, les étoiles et leur rétroaction dans des galaxies individuelles, la formation d'étoiles des galaxies de l'aube n'est pas régulière. Elle procède par à-coups : des sursauts brefs et intenses, séparés de périodes plus calmes. Guochao Sun et ses coauteurs montrent en 2023 que ces histoires « en sursauts » induisent « des variations d'un ordre de grandeur » dans l'abondance des galaxies brillantes en ultraviolet à z ≳ 10 Sun 2023.

Le mécanisme tient à la manière dont on compte. L'ultraviolet trace les étoiles jeunes, donc la formation récente ⁸. Une galaxie en plein sursaut brille beaucoup plus que sa masse ne le laisserait attendre ; entre deux sursauts, elle brille beaucoup moins. Un relevé qui compte les galaxies au-dessus d'un certain seuil d'éclat retient donc surtout celles qui sont en sursaut au moment où leur lumière est partie. Or les halos de petite masse sont bien plus nombreux que les halos massifs. Si une fraction d'entre eux franchit le seuil pendant leurs sursauts, le nombre de galaxies brillantes augmente sans que le nombre de halos change²¹. Webb ne verrait pas une population de galaxies anormalement grosses, mais une population de galaxies ordinaires saisies au moment de leur pic.

Les deux premières explications sont voisines, puisqu'un sursaut sans rétroaction est un sursaut. Elles ne disent pourtant pas la même chose. La première propose que les galaxies de l'aube fassent plus d'étoiles au total. La seconde propose que, sans en faire plus, elles les fassent par à-coups, et que l'on voie les pics.

Pas de poussière

La troisième explication porte sur la lumière perdue en chemin. La poussière interstellaire, faite de grains solides d'éléments lourds, absorbe la lumière ultraviolette des étoiles ; une galaxie poussiéreuse paraît moins brillante qu'elle ne l'est²². Andrea Ferrara, Andrea Pallottini et Pratika Dayal partent d'un constat sur la fonction de luminosité, la répartition des galaxies selon leur éclat. Son extrémité brillante, celle des galaxies les plus lumineuses et les plus rares, évolue peu entre z = 7 et z ≈ 14, soit entre environ 760 et 290 millions d'années Ferrara 2023²³. C'est ce qui surprend. En remontant le temps, les halos assez massifs pour abriter de grosses galaxies deviennent de plus en plus rares, et l'on s'attendait donc à voir le nombre de galaxies brillantes chuter.

Selon Ferrara et ses coauteurs, cette faible évolution résulte d'une « conspiration » entre deux effets. D'un côté, les halos se raréfient. De l'autre, l'atténuation par la poussière diminue, ce qui rend les galaxies plus brillantes. Ce second effet compense « presque exactement » le premier Ferrara 2023. Les galaxies au-delà de z = 11, avant environ 410 millions d'années, contiendraient une quantité négligeable de poussière Ferrara 2023²³, peut-être parce qu'elle en aurait été expulsée ²⁴. Dans ce scénario, les galaxies de l'aube ne produisent pas plus de lumière que prévu : elles en perdent moins.

Cette explication croise la section sur l'oxygène. La poussière est faite des mêmes éléments lourds que l'oxygène mesuré par ALMA. JADES-GS-z14-0 contient déjà de 5 à 20 % de la métallicité solaire Schouws 2025. Si elle contient aussi une quantité négligeable de poussière, il faut que ses éléments lourds soient restés à l'état de gaz, ou que la poussière formée ait été chassée. L'expulsion qu'évoquent Ferrara et ses coauteurs est une réponse à cette tension. Les sources de ce livre ne disent pas si une mesure directe de la poussière de ces galaxies a été faite²⁴.

Des étoiles plus massives, ou des trous noirs

La quatrième famille change l'origine de la lumière. Toute conversion entre la lumière d'une galaxie et sa masse d'étoiles suppose une fonction de masse, c'est-à-dire une répartition des étoiles naissantes entre légères et lourdes (→ chap. 9). Les étoiles massives produisent beaucoup plus d'ultraviolet, par unité de masse, que les étoiles légères ²⁵. Si les étoiles de l'aube étaient plus massives en moyenne que celles d'aujourd'hui, une même masse d'étoiles brillerait davantage, et les galaxies paraîtraient plus massives qu'elles ne le sont. L'excès de lumière n'exigerait alors ni plus de halos ni plus de gaz converti. Le chapitre précédent a décrit une telle répartition, riche en étoiles massives, pour la population III (→ chap. 9). L'hypothèse, ici, est qu'une partie de ce caractère ait persisté dans les générations suivantes, nées d'un gaz pauvre en métaux. Les sources de ce livre ne donnent ni les arguments pour ni un test direct.

L'autre variante fait intervenir les trous noirs. Un trou noir qui avale du gaz, ce que les astronomes appellent un noyau actif de galaxie, chauffe ce gaz au point de le faire briller intensément ; une partie de la lumière d'une galaxie pourrait venir de lui plutôt que de ses étoiles. Pour les deux galaxies JADES à z ≈ 14, cette variante est écartée comme explication complète. Leur lumière est dominée par les étoiles, et l'excès de galaxies lumineuses « ne peut pas être entièrement expliqué par l'accrétion sur des trous noirs » Carniani 2024. Le fait que JADES-GS-z14-0 soit étendue, sur 260 parsecs, va dans le même sens : la lumière d'un noyau actif vient d'une région minuscule et apparaîtrait comme un point²⁶. La fiche ne dit pas si le même examen a été fait pour MoM-z14, beaucoup plus compacte.

Ce qui les départagerait

Aucune de ces explications n'a gagné ²⁷. Elles ne s'opposent d'ailleurs pas terme à terme : une galaxie de l'aube peut être à la fois dense, en plein sursaut, dépourvue de poussière et riche en étoiles massives, et chaque effet multiplierait les autres. Ce qui les distingue, ce sont les signatures qu'elles laissent, et plusieurs se déduisent des mécanismes eux-mêmes²⁸. Les sursauts sans rétroaction exigent un gaz très dense, donc des galaxies compactes : MoM-z14, avec ses 74 parsecs, est de ce type, JADES-GS-z14-0, avec ses 260, l'est moins. La formation en dents de scie prédit que des galaxies de même masse aient des éclats très différents selon leur phase : il faudrait mesurer les masses indépendamment de la lumière pour le voir. L'absence de poussière se teste en mesurant la poussière. La fonction de masse riche en étoiles massives devrait laisser une empreinte dans le spectre de la lumière. La fiche d'où vient ce chapitre attend, pour trancher, des relevés plus profonds avec Webb et la radioastronomie à 21 cm, d'abord en mesure globale puis en cartes ²⁹. Aucune de ces mesures décisives n'est documentée dans les sources de ce livre à la date où il est écrit.

Ce qui cède

Les quatre familles d'explications ont un point commun. Aucune ne touche au nombre de halos de matière noire, et aucune ne demande de modifier le modèle cosmologique. Elles changent la manière dont le gaz d'un halo devient des étoiles, la manière dont ces étoiles brillent, ou la quantité de lumière que la poussière en retire. Les principales pistes restent dans le modèle standard ²⁷. Le troisième niveau de Boylan-Kolchin, le modèle cosmologique lui-même, n'est pas exclu par un argument de principe. Mais il n'est plus nécessaire depuis que la spectroscopie a retiré les candidats les plus massifs et que des mécanismes astrophysiques suffisent à produire des excès du bon ordre de grandeur Boylankolchin 2023Sun 2023Dekel 2023.

Ce qui cède est donc situé à un étage précis de la théorie. Sur l'axe qui va du modèle cosmologique à l'astrophysique des galaxies, la rupture se produit du côté de l'astrophysique : ce n'est pas le Big Bang qui est bousculé, c'est le scénario de formation des galaxies. L'âge de l'Univers, 13,787 ± 0,020 milliards d'années dans l'analyse finale de Planck Planck 2018, n'en dépend pas. Les abondances des premières minutes et le fond diffus n'en dépendent pas davantage (→ chap. 5)(→ chap. 6). Les dates de ces galaxies, calculées dans le modèle, restent valables. Les modèles qui prévoyaient cent fois moins de galaxies brillantes, eux, ont faux : c'est leur deuxième étage, l'attribution d'une galaxie à un halo, qui doit être refait pour l'aube. Écrire que Webb « contredit le Big Bang » est donc un contresens, que la fiche de base de ce chapitre signale expressément ³⁰.

La portée du changement n'en est pas moins considérable pour le premier milliard d'années. Une synthèse collective de 2024, signée par une large part des équipes qui exploitent Webb, en résume l'état ainsi : Webb a révélé le premier milliard d'années de l'Univers, et la communauté scientifique est « en train de réécrire les manuels d'astronomie » Adamo 2024. Le mouvement se lit dans les dates de ce chapitre. En 2015, les premières galaxies étaient placées vers 300 à 400 millions d'années esa2015reion. En 2018, une galaxie vue vers 540 millions d'années contenait des étoiles nées vers 250 millions Hashimoto 2018(→ chap. 9). En 2024, deux galaxies confirmées à z ≈ 14 étaient déjà lumineuses et plus communes qu'attendu Carniani 2024, et l'une d'elles contenait de l'oxygène Schouws 2025. En 2025, MoM-z14 a été confirmée à 280 millions d'années, avec un excès d'azote, et les galaxies brillantes de son époque se sont révélées cent fois trop nombreuses Naidu 2025. Chacune de ces étapes a déplacé une ligne des manuels, et aucune n'a déplacé le cadre.

Cette abondance de lumière a une conséquence immédiate, qui ouvre le chapitre suivant. Les galaxies brillantes de l'aube émettent un rayonnement ultraviolet capable d'arracher à nouveau les électrons de l'hydrogène intergalactique : c'est la réionisation, qui met fin à la nuit au sens de la seconde définition du chapitre sur les âges sombres (→ chap. 8). On en voit déjà un signe précoce. Une galaxie vue à z = 13,0, 330 millions d'années après le début, montre une raie de l'hydrogène (la raie Lyman-α) qui suppose qu'elle a déjà creusé autour d'elle une bulle de gaz ionisé Witstok 2025. Si les galaxies de l'aube sont cent fois plus nombreuses et plus brillantes qu'on ne le pensait, elles devraient réioniser l'Univers vite. Or la réionisation mesurée est lente et tardive : son mi-parcours tombe vers 670 millions d'années selon le fond diffus Planck 2018, et des poches de gaz neutre persistent jusqu'à 1,1 milliard d'années selon les quasars Bosman 2022. En 2024, Julian Muñoz et ses coauteurs font le bilan. Les galaxies déjà observées directement ne se contentent pas de pouvoir réioniser l'Univers : elles le réioniseraient « trop tôt » Munoz 2024. Ils parlent d'une « crise du budget de photons ». Il y a une erreur quelque part, dans la théorie ou dans les observations Munoz 2024. Le même excès qui a bousculé le scénario de formation des galaxies bouscule maintenant celui du rallumage (→ chap. 11).

Ce qu'on ne sait pas

On ne sait pas laquelle des quatre explications porte l'essentiel de l'excès, ni dans quelle proportion elles se combinent. Chacune produit, dans les calculs de ses auteurs, un effet du bon ordre de grandeur : un ordre de grandeur pour les sursauts dans les simulations FIRE Sun 2023, une compensation « presque exacte » pour la poussière Ferrara 2023. Aucune n'a été confirmée par une mesure qui lui soit propre. Ce qui les départagerait est identifiable : des masses d'étoiles mesurées indépendamment de la lumière ultraviolette, la taille et la densité des galaxies brillantes, leur contenu en poussière, l'empreinte spectrale de leur fonction de masse. Les sources de ce livre ne documentent aucun de ces tests pour les galaxies de z ≈ 14. L'incertitude porte donc sur le mécanisme, pas sur l'existence de l'excès.

On ne sait pas précisément de combien l'excès dépasse la prévision. L'estimation centrale est de 182, avec une fourchette qui va d'environ 77 à environ 511 Naidu 2025. La conclusion qualitative, un excès d'au moins un facteur de l'ordre de cent, tient sur toute cette fourchette ; la valeur précise dépend d'un petit nombre de galaxies confirmées et des modèles pris comme référence, que la fiche ne détaille pas. Chaque nouvelle galaxie confirmée à ces distances resserrera la fourchette.

On ne sait pas, au sens strict, que le modèle cosmologique est hors de cause. Les pistes principales n'en ont pas besoin, et la spectroscopie a retiré les candidats qui le menaçaient le plus Boylankolchin 2023. Mais tant que l'on n'a pas établi quel mécanisme astrophysique produit l'excès, le troisième niveau de Boylan-Kolchin n'est écarté que parce que les deux autres suffisent en principe. Le degré de confiance est élevé : aucune source de ce livre ne propose de modification du modèle standard pour expliquer ces galaxies.

On ne sait pas d'où vient l'excès d'azote de MoM-z14, ni ce que signifie sa ressemblance avec les amas globulaires Naidu 2025. La question est chimique : l'azote vient aujourd'hui pour moitié d'étoiles qui vivent longtemps Kobayashi 2020, et il faut une autre source, ou un autre rythme, pour en trouver un excès à 280 millions d'années. La base de ce livre n'a pas la fiche qui y répondrait. De même, on ne sait pas comment JADES-GS-z14-0 peut contenir des éléments lourds Schouws 2025 sans la poussière qui, selon Ferrara et ses coauteurs, manquerait aux galaxies de cette époque Ferrara 2023.

On ne sait pas ce qui précède les galaxies qu'on voit. Leur oxygène impose des générations d'étoiles antérieures Schouws 2025, mais aucune de ces générations n'est observée. Entre les premières étoiles que la théorie place vers 100 millions d'années Klessen 2023 et les galaxies brillantes de 280 à 300 millions d'années, l'histoire est reconstituée, pas vue.

On ne sait pas combien de temps MoM-z14 restera le record. Le record a changé en 2024 puis en 2025 Carniani 2024Naidu 2025, et il est à revérifier à la date de publication de ce livre.

Ce que ce chapitre démontre

En 2024, le relevé JADES a confirmé par spectroscopie deux galaxies à z = 14,32 et z = 13,90. La plus lointaine, JADES-GS-z14-0, est lumineuse et résolue, avec un rayon de 260 parsecs Carniani 2024. En 2025, Webb a confirmé MoM-z14 à z = 14,44, vue 280 millions d'années après le début, très compacte, avec un rayon effectif de 74 parsecs Naidu 2025. En septembre 2026, elle reste à notre connaissance la galaxie la plus lointaine confirmée par spectroscopie ; ce record est à revérifier. Ces âges sont des décalages vers le rouge convertis dans le modèle standard, par t ≈ 17,2 milliards d'années × (1 + z)^(−3/2) : z = 15 donne environ 270 millions d'années, z = 14,44 environ 285 Planck 2018(→ chap. 8). Sur l'année cosmique, MoM-z14 brille vers le 8 janvier. En 2015, on plaçait les premières galaxies vers 300 à 400 millions d'années esa2015reion ; en 2018 déjà, les étoiles d'une galaxie vue à z = 9,1 étaient datées d'une formation vers 250 millions d'années Hashimoto 2018.

Le fait le plus marquant n'est pas un record mais un comptage. Les galaxies brillantes à z ≈ 14–15 sont plus de cent fois plus nombreuses que ne le prévoyaient les modèles de consensus d'avant Webb : 182 fois, avec une marge de +329 et −105 Naidu 2025. Selon Carniani et ses coauteurs, les galaxies lumineuses étaient déjà en place 300 millions d'années après le début et plus communes qu'attendu Carniani 2024. Même la borne basse de la marge laisse un écart de près de deux ordres de grandeur.

Ces galaxies ont déjà une histoire chimique. ALMA a détecté l'oxygène ionisé dans JADES-GS-z14-0, dont la métallicité vaut de 5 à 20 % de celle du Soleil à peine 300 millions d'années après le début Schouws 2025. MoM-z14 présente un excès d'azote qui rappelle les amas globulaires proches Naidu 2025. Puisque ces éléments sont forgés dans les étoiles Kobayashi 2020, une ou plusieurs générations d'étoiles ont précédé ces galaxies : l'aube a commencé avant ce qu'on voit.

La masse d'étoiles d'une galaxie est plafonnée par le gaz ordinaire que retient son halo de matière noire, et les premiers candidats de Webb touchaient ce plafond. L'erreur pouvait se loger dans les mesures, dans la formation des galaxies ou dans le modèle cosmologique Boylankolchin 2023. La spectroscopie a depuis écarté beaucoup des candidats photométriques trop massifs. Quatre familles d'explications, non exclusives, se partagent l'excès qui demeure : des sursauts sans rétroaction, quand le gaz atteint environ 3 000 atomes par centimètre cube et s'effondre en moins d'un million d'années Dekel 2023 ; une formation d'étoiles en dents de scie, qui fait varier d'un ordre de grandeur l'abondance des galaxies brillantes dans les simulations FIRE Sun 2023 ; l'absence de poussière au-delà de z = 11, qui compense presque exactement la raréfaction des halos Ferrara 2023 ; des étoiles plus massives en moyenne, ou des trous noirs, qui ne suffisent pas pour les galaxies JADES Carniani 2024.

Aucune n'a gagné, et les principales restent dans le modèle standard. Ce qui est en question, c'est le scénario de formation des galaxies, pas le Big Bang ni l'âge de l'Univers. Webb est en train de « réécrire les manuels » du premier milliard d'années Adamo 2024. La réécriture déborde déjà sur le chapitre suivant : additionnées, les galaxies observées réioniseraient l'Univers trop tôt par rapport au fond diffus et aux quasars. Muñoz et ses coauteurs appellent ce désaccord la « crise du budget de photons » Munoz 2024.

Notes