Quelle était l'ampleur des premières flambées d'étoiles de l'Univers ? De nouvelles recherches se prononcent

La chasse aux premières étoiles de l'Univers

Les astronomes ont passé des décennies à pousser leurs télescopes toujours plus loin dans le temps cosmique, et chaque amélioration a révélé quelque chose de plus étrange que la précédente. Pourtant, une cible a obstinément refusé de se montrer : les étoiles de population III, la toute première génération d'étoiles à avoir illuminé l'Univers.

On pense que ces objets se sont condensés à partir d'un gaz ne contenant que de l'hydrogène et de l'hélium — aucun élément plus lourd que ces deux-là, que les astronomes appellent collectivement « métaux ». Cette composition vierge les aurait fait se comporter très différemment de tout ce qui brille aujourd'hui. La théorie dominante soutient qu'ils ont atteint des tailles extraordinaires et ont terminé leur vie de manière violente.

Une nouvelle prépublication de Tae Bong Jeon, basé au Cosmic Frontier Center de l'Université du Texas à Austin, aborde une question d'une simplicité trompeuse : jusqu'à quelle masse ces flambées d'étoiles primordiales ont-elles pu croître, et existe-t-il une chance réaliste que le télescope spatial James Webb puisse en détecter une ? L'article est disponible sur arXiv et n'a pas encore achevé son évaluation par les pairs.

Ce qui rend les étoiles de population III si insaisissables

Un gaz vierge, des étoiles gigantesques

Les étoiles de population III se définissent par ce qui leur manque. Formées entièrement d'hydrogène et d'hélium, elles n'ont jamais eu accès aux éléments plus lourds que les générations ultérieures d'étoiles ont hérités de leurs prédécesseurs mourants. Dans l'Univers actuel, ces éléments plus lourds agissent comme des radiateurs efficaces, permettant aux nuages de gaz de dissiper leur chaleur et de se fragmenter en de nombreuses petites étoiles. Sans eux, les premiers nuages auraient eu du mal à se diviser, favorisant plutôt un petit nombre d'objets bien plus massifs.

Voilà pour la théorie. L'observation s'est révélée plus compliquée. Le JWST a mis au jour des indices de ces flambées d'étoiles vierges — et, de façon inattendue, à des époques bien plus tardives que ne l'anticipaient les modèles rédigés avant le lancement du télescope. Certaines galaxies situées près de la fin de l'Époque de réionisation présentent des caractéristiques qui semblent provenir de ces flambées d'étoiles sans métaux, mais elles apparaissent des centaines de millions d'années plus tard que prévu.

Deux pièges que les premiers nuages de gaz doivent éviter

Pour que les flambées d'étoiles de population III persistent assez longtemps pour correspondre à ce que le JWST observe, les nuages de gaz qui les ont engendrées ont dû passer par le chas d'une aiguille. Deux pièges existentiels devaient être évités :

• Effondrement prématuré : les nuages d'hydrogène et d'hélium ne devaient pas être autorisés à s'effondrer vers l'intérieur et à s'enflammer trop tôt.
• Contamination métallique : les nuages devaient échapper à la pollution par les éléments lourds dispersés par les supernovae voisines.

Chacune de ces contraintes est difficile à satisfaire dans l'environnement chaotique de l'Univers primordial, et ensemble, elles aident à expliquer pourquoi les premières étoiles ont peut-être mis bien plus de temps à apparaître que ne le suggèrent les modèles simples.

Pourquoi le gaz froid est le moteur de tout

L'hydrogène moléculaire comme unique réfrigérant

Dans l'Univers primordial, le gaz ne pouvait s'effondrer sous sa propre gravité que s'il trouvait un moyen de se refroidir. Une fois qu'un nuage devenait suffisamment dense, il se réchauffait — et cette chaleur le forçait à se dilater à nouveau vers l'extérieur. Le seul réfrigérant disponible était l'hydrogène moléculaire (H2). Cette molécule a joué un rôle central dans la formation des premières étoiles : elle a permis à la matière noire d'attirer suffisamment de gaz assez près les uns des autres pour que la fusion nucléaire s'allume enfin.

C'est ici que la chronologie devient délicate. Dans les phases ultérieures de l'histoire cosmique, l'hydrogène moléculaire était plus abondant. En théorie, cela aurait dû faciliter la formation des étoiles de population III, et non la compliquer — et comme ces étoiles ont une durée de vie courte, elles auraient dû s'éteindre bien avant les époques où le JWST les détecte aujourd'hui.

Éviter la contamination par les supernovae

Le second piège est chimique. Lorsqu'une étoile massive meurt, elle disperse des éléments plus lourds dans son environnement. Tout nuage primordial dérivant trop près d'une telle explosion serait enrichi en métaux, et sa formation stellaire ultérieure ne serait plus qualifiée de population III. Maintenir les premiers nuages isolés des débris de supernovae voisines est donc une exigence, et non un détail mineur.

Le rayonnement Lyman-Werner comme mécanisme de retard

Si le problème est un excès d'hydrogène moléculaire, une solution possible consiste à en retirer une partie — et l'Univers fournit un mécanisme. Le rayonnement Lyman-Werner (LW) est constitué de photons ultraviolets mous qui dissocient l'hydrogène moléculaire au contact, le brisant en hydrogène atomique.

En arrachant le H2 d'une région, le rayonnement LW supprime le réfrigérant même dont ces nuages dépendent. Cela ralentit le processus de refroidissement et, par conséquent, reporte l'effondrement gravitationnel. En pratique, un fond suffisamment intense de photons Lyman-Werner pourrait maintenir le gaz primordial en suspens, repoussant la formation des étoiles de population III à des époques plus tardives et rapprochant les prédictions théoriques de ce que le JWST observe réellement.

Ce que le JWST peut et ne peut pas confirmer

La force du JWST réside dans sa capacité à sonder l'aube cosmique, mais les preuves recueillies jusqu'à présent restent indirectes. Les astronomes ne voient pas d'étoiles de population III individuelles ; ils lisent des signatures dans des galaxies proches de la fin de l'Époque de réionisation et se demandent si des flambées d'étoiles vierges pourraient les expliquer. Confirmer ce diagnostic exige d'écarter d'autres explications — des populations stellaires enrichies, des distributions de masse initiale inhabituelles ou un comportement inattendu de la poussière.

L'analyse de Jeon formule la question en termes de limites physiques : compte tenu des contraintes de refroidissement, de l'environnement radiatif et du risque de contamination, jusqu'à quelle taille une flambée d'étoiles de première génération pourrait-elle plausiblement croître ? Un plafond clair — ou son absence — donnerait aux observateurs une cible concrète et un moyen de tester les modèles concurrents face aux données réelles.

La route à venir

La recherche des étoiles de population III se situe à l'intersection de la théorie et des capacités instrumentales. De meilleurs modèles de la façon dont le rayonnement Lyman-Werner façonne la formation précoce des étoiles pourraient indiquer aux astronomes où chercher et quand les premières flambées d'étoiles auraient dû apparaître. En parallèle, des observations plus profondes du JWST continuent d'ajouter des points de données que tout modèle viable doit survivre.

Pour l'heure, les premières étoiles de l'Univers restent une prédiction plutôt qu'une observation confirmée. Mais chaque nouvelle étude resserre la fenêtre — et la possibilité que ces flambées d'étoiles gigantesques et sans métaux aient laissé des traces détectables des centaines de millions d'années plus tard est exactement le type d'énigme qui fait avancer ce domaine.

Cet article est basé sur un reportage de Universe Today. Lire l'article original.