L’ancien univers est étrange et secret. Les scientifiques ont fait des progrès louables en découvrant de plus en plus d’informations sur la façon dont l’Univers a commencé et sur les conditions qui existaient il y a des milliards d’années. De puissants télescopes infrarouges, en particulier le révolutionnaire télescope spatial James Webb, ont permis aux astronomes d’étudier la lumière ancienne de l’Univers primitif et de lever une partie du secret.
L’un des mystères que les astronomes veulent démêler concerne la formation des étoiles. A-t-il beaucoup changé depuis les débuts de l’Univers ?
L’Univers a beaucoup évolué depuis la formation des premières étoiles, et les astrophysiciens veulent savoir si les étoiles se forment différemment aujourd’hui qu’il y a des milliards d’années. Il existe plusieurs façons d’étudier la formation d’étoiles dans l’Univers ancien. L’une consiste à utiliser le JWST et sa capacité à “regarder en arrière dans le temps”. Mais le temps d’observation sur ce télescope est extrêmement demandé. Une autre façon de le faire est d’étudier un endroit dans l’Univers moderne qui imite l’Univers ancien.
C’est ce qu’a fait un groupe de chercheurs japonais.
La principale différence entre les étoiles qui se sont formées il y a des milliards d’années et les étoiles qui se forment maintenant concerne le matériau disponible au cours du processus. Non seulement la quantité de matière, mais aussi son degré d’enrichissement. C’est ce qu’on appelle la métallicité stellaire. De nombreux lecteurs d’Univers Today savent qu’en astronomie, les éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium sont appelés métaux. Ces métaux ne proviennent que d’un seul endroit : les étoiles elles-mêmes.
Les étoiles créent des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium par nucléosynthèse. Les conditions intenses à l’intérieur des étoiles massives créent des éléments comme l’oxygène, le fer, le carbone et tout ce qui se trouve dans le tableau périodique sous H et He. Lorsque ces étoiles explosent en supernovae ou perdent leurs couches externes en géantes rouges, ces éléments sont projetés dans l’espace, disponibles pour le prochain cycle de formation d’étoiles.
Nous vivons dans un univers où d’innombrables étoiles ont vécu et sont mortes, ont synthétisé des éléments lourds et les ont dispersés dans l’espace. Par conséquent, les étoiles de l’Univers moderne sont formées d’une variété d’éléments. Mais les premières étoiles de l’Univers n’avaient pas de métaux à leur disposition et se composaient uniquement d’hydrogène et d’hélium. (En passant, toutes les planètes qui se sont formées autour de ces étoiles d’origine n’auraient pas pu ressembler à la Terre. Sans les générations précédentes d’étoiles et les éléments plus lourds qu’elles ont synthétisés, les planètes rocheuses n’existeraient pas, et nous non plus.)
La question à laquelle les astronomes veulent répondre est de savoir si les étoiles se forment différemment dans un environnement à faible métallicité, c’est-à-dire l’Univers ancien, par rapport à l’Univers moderne riche en métaux. Pour le savoir, une équipe de chercheurs a localisé une région de formation d’étoiles dans la Voie lactée présentant une faible métallicité similaire à l’Univers primitif, par rapport à la métallicité plus élevée de l’Univers contemporain.
La région est appelée Sh 2-209 (ci-après dénommée S209.)
La recherche a été dirigée par Chikako Yasui, professeur adjoint à l’Observatoire astronomique national du Japon. L’équipe a utilisé le télescope Subaru à Hawaï pour étudier S209, et ils ont présenté leurs résultats dans un article intitulé “Fonction de masse d’un jeune cluster dans un environnement à faible métallicité”. Sh 2-209 » publié dans The Astrophysical Journal.
Nous pouvons rapidement récapituler les grandes lignes du processus de formation des étoiles tel que la science le comprend.
Les choses commencent dans une structure massive dans l’espace appelée un nuage moléculaire géant. Ces nuages contiennent tout ce dont dispose une étoile naissante. Les nuages sont dominés par l’hydrogène, l’élément de loin le plus abondant dans l’Univers, et aussi le plus simple. On les appelle nuages moléculaires parce que les atomes d’hydrogène individuels ne veulent pas être seuls. Ils aiment se tenir la main et se lient donc comme une molécule contenant deux atomes d’hydrogène.
Ces nuages ne sont pas parfaitement uniformes dans leur structure. Il y a des irrégularités, des régions où le gaz est plus ou moins dense et présente des températures, des mouvements et des vitesses différents. Finalement, de petits nœuds ou amas de gaz se forment dans ces nuages et, avec le temps, leur gravité attire plus de gaz en eux. Finalement, suffisamment de matière est aspirée pour former une protoétoile, qui dégage de l’énergie mais n’a pas encore commencé la fusion. Ce n’est que lorsqu’une masse suffisante s’est accumulée pour pousser la pression et la température du noyau à des extrêmes que la fusion commence. Ensuite, nous avons une étoile qui commence son long voyage le long de la séquence principale.
Mais comment les différents niveaux de métallicité affectent-ils les étoiles résultant de ce processus détaillé ? Les astrophysiciens savent quelques choses.
Une métallicité plus élevée peut entraîner des étoiles avec des températures plus basses. Les étoiles avec des métallicités plus élevées peuvent être plus froides lorsqu’elles sont sur la séquence principale et sur la branche géante. Ils peuvent également apparaître plus rouges. Rien de tout cela n’est particulièrement surprenant. Même si les métaux, c’est-à-dire des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium, ne représentent qu’environ 2 % des baryons de l’Univers en masse, ils ont un effet puissant sur le chauffage et le refroidissement lors de la formation des étoiles. La métallicité est l’un des facteurs les plus critiques dans la formation des étoiles.
Mais quand il s’agit d’étoiles, la masse est reine. L’avenir d’une étoile est déterminé par sa masse. Les étoiles énormes, plusieurs fois plus massives que notre Soleil, brûlent et ne durent pas longtemps. Celles-ci peuvent se terminer en supernovae. Les étoiles beaucoup moins massives que notre Soleil sont appelées étoiles de faible masse, et elles sont largement plus nombreuses que les étoiles de masse élevée. Ces étoiles, y compris les abondantes naines rouges, peuvent vivre des billions d’années.
Les étoiles se forment rarement de manière isolée. En règle générale, ils se forment en amas, et dans ces amas, les masses des étoiles individuelles sont similaires. Est-ce que les étoiles se formant au début de l’Univers à faible métallicité conserveraient cette similarité de masses ?
Le S209 peut aider à répondre à cette question car il a autre chose à faire que sa faible métallicité. C’est proche, à seulement 2,5 parsecs (8,1 années-lumière) de distance. “C’est assez proche pour nous permettre de résoudre clairement les membres de l’amas (~ 1000 ua de séparation) jusqu’à une limite de détection de masse d’environ 0,1 masse solaire”, indique le document, “et nous avons identifié deux amas de formation d’étoiles dans S209, avec des échelles d’amas individuelles d’environ 1 pc”.
Détecter la masse des étoiles dans S209 jusqu’à 0,1 masse solaire est évidemment important. Cela signifie que les observations ont moins de marge d’erreur, ce qui rend les résultats de l’étude plus robustes.
S209 contient deux amas d’étoiles distincts. L’un est grand et l’autre petit, et le plus grand contient jusqu’à 1500 étoiles. Ce travail marque la première fois que les astronomes ont identifié un amas avec autant de membres identifiables dans les régions extérieures de la Voie lactée. C’est essentiel parce que d’autres régions similaires ne contiennent qu’environ 100 étoiles, un échantillon trop petit pour tirer des conclusions fiables. Non seulement cela, mais la puissance du télescope Subaru a identifié des étoiles aussi petites que 1/10 de la masse du Soleil, jusqu’à des étoiles 20 fois la masse du Soleil.
Quelle est la signification de cela ? Tout se résume à ce qu’on appelle la fonction de masse initiale (FMI) et à son utilité pour comprendre les étoiles, les systèmes solaires et même les galaxies.
L’IMF décrit la distribution de masse d’une population d’étoiles qui se sont formées ensemble. Ainsi, non seulement il décrit comment les étoiles se forment et évoluent, mais il aide également à décrire comment les galaxies se forment et évoluent. L’IMF peut aider à prédire combien de types différents d’étoiles et d’objets stellaires seront contenus dans une région donnée, un élément essentiel pour comprendre l’Univers.
Lorsqu’ils sont couplés, l’IMF et la métallicité stellaire aident à dicter la façon dont les étoiles se formeront dans un amas donné. Au fur et à mesure que les étoiles se forment, elles régulent leur propre masse par rétroaction auto-radiative. L’effet de la rétroaction auto-radiative est plus prononcé dans un environnement à faible métallicité, de sorte que ces environnements devraient produire plus d’étoiles de masse élevée.
Les résultats de cette étude le confirment, et la recherche a donné des résultats intéressants. S209 contient quelques étoiles de plus qui sont plus massives que les autres régions de formation d’étoiles du voisinage, mais seulement un peu plus. S209 a également un peu plus d’étoiles moins massives que le Soleil.
“La partie extérieure de la Voie lactée est connue pour avoir des propriétés similaires à celles de l’Univers primitif”, a déclaré Yasui. “Nos résultats suggèrent que bien qu’un nombre relativement important d’étoiles massives se soient formées dans l’Univers primitif, le nombre n’est pas radicalement différent de celui des amas d’étoiles typiques de nos jours.”
Alors, l’Univers ancien est-il bizarre et secret comme nous l’avons dit au début de cet article ? Presque certainement, surtout quand il s’agit de choses comme l’énergie noire et la matière noire, les deux monolithes inattaquables de la cosmologie moderne.
Mais ces résultats montrent que l’étrangeté n’a pas envahi tout. Les étoiles sont les éléments de base de l’univers, et cette recherche indique qu’elles se sont formées de la même manière à l’époque qu’aujourd’hui.
