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On comprend mieux la naissance des premières étoiles

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La formation des premières étoiles de l'Univers pose un redoutable problème aux astrophysiciens. Il existait bien certains modèles théoriques mais ils reposaient sur une réaction conduisant à la formation d'hydrogène moléculaire mal comprise. Un groupe de chercheurs vient de mesurer expérimentalement le taux de cette réaction, ouvrant la voie à une détermination précise des caractéristiques des premières étoiles.

Evolution comparée classique d'une étoile massive de première génération, dite encore de population III, avec en bas celle du Soleil. Ces étoiles de population III sont très massives et brillent pendant quelques millions d'années tout au plus. Crédit : John D. Johnson

Les cours élémentaires sur la formation des étoiles donnés aux débutants en astrophysique peuvent leur laisser croire que le processus est simple et relativement bien compris. On commence par introduire le célèbre critère de Jeans, lequel montre que dans certaines conditions de densités et de températures, il existe une masse limite pour un nuage de gaz au-dessus de laquelle il doit s'effondrer, puis se fragmenter, pour donner des étoiles. Une fois la proto-étoile apparue, elle grossit en accrétant la matière autour d'elle.

En fait, à y regarder de plus près, des difficultés surgissent et c'est pourquoi les observations du télescope spatial Herschel sont précieuses pour y voir plus clair. La première complication est celle de la conservation du moment cinétique. Il implique qu'un nuage en rotation en train de s'effondrer voit sa vitesse angulaire augmenter, à la façon d'une patineuse qui rapproche ses bras. Il en résulte que les forces centrifuges augmentent et peuvent arrêter l'effondrement du nuage dans son plan équatorial. S'il y régnait un champ magnétique, la conservation du flux magnétique fait augmenter la pression magnétique à l'intérieur du nuage en contraction, ce qui, là aussi, menace d'empêcher sa contraction.

Enfin et surtout, cette contraction augmente la température du nuage de gaz, ce qui fait grimper se pression, conduisant également à bloquer l'effondrement gravitationnel et empêcher la formation d'une étoile.

Ce dernier problème est résolu par la Nature grâce à la présence dans les nuages moléculaires de poussières et de molécules de CO et même d'H2O. En s'échauffant, les poussières et ces molécules rayonnent de l'énergie dans l'infrarouge, permettant au nuage de se refroidir et par là même de continuer sa contraction pour donner une proto-étoile.

Le globule Bok Barnard 68 est un exemple de nuage moléculaire où, de nos jours, peuvent naître les étoiles. Situé à une distance de seulement 410 années-lumière, il mesure environ de 12.500 UA (soit deux millions de millions de kilomètres). Sa température est de seulement 16 kelvins (-257°C) et la pression régnant à sa frontière de 0,0025 nanoPa, soit environ 10 fois plus que dans le milieu interstellaire, mais 40.000 millions de millions de fois moins que la pression atmosphérique à la surface de la Terre. La masse totale du nuage est environ deux fois celle du Soleil. Les premières étoiles, cependant, ne pouvaient naître dans ce genre de nuage moléculaire, riche en poussières et en monoxyde de carbone. Crédit : Eso

Il faut des éléments lourds pour faire des étoileset des étoiles pour faire des éléments lourds

Malheureusement, ce problème resurgit pour la formation des premières étoiles, celles dite de population III, pendant les Ages Sombres au cours des premiers millions d'années de l'histoire du cosmos observable.

En effet, la nucléosynthèse primordiale n'a pas produit les éléments lourds que sont le carbone et l'oxygène que l'on trouve dans les poussières et les molécules CO. Or, comme on vient de le voir, sans eux, pas d'étoiles. Pourtant, ces éléments ne seront synthétisés que plus tard, précisément dans les étoiles massives. On est donc confronté au dilemme de l'œuf et de la poule.

Il existe pourtant au moins une solution, proposée dès 1967 dans un article de Nature par Saslaw et Zipoy. Elle fait intervenir une autre molécule dont on sait qu'elle joue aussi le rôle d'un radiateur lors de la formation stellaire, la molécule H2. L'incertitude porte sur la quantité de molécules d'hydrogène qui pouvait apparaître à cette époque. De nos jours, ce n'est pas elle qui joue un rôle central pour le refroidissement d'une proto-étoile.

La réaction qui produit H2 dans un nuage moléculaire semble simple :

H- + H → H2 + électron

Mais les tentatives de modélisation théorique basées sur la mécanique quantique se sont trouvées être étonnamment plus difficiles qu'on ne pouvait l'imaginer. Or, la connaissance du taux de production de la molécule en fonction des conditions régnant dans un nuage de gaz est capitale pour prédire si une étoile peut se former ou non, et si oui, quelles sont les masses possibles de ces étoiles.

Si l'on veut donc comprendre comment les premières étoiles et les premières galaxies sont apparues et ont évolué tôt dans l'histoire de l'Univers observable, il s'agit d'un verrou à faire sauter pour ouvrir la porte à une compréhension de ces processus cosmogoniques fondamentaux.

Daniel Wolf Savin, du laboratoire d'astrophysique de l'Université Colombia a décidé, avec ses collègues, de prendre le problème à bras le corps en reproduisant les conditions régnant dans un nuage moléculaire et en mesurant les caractéristiques de la réaction créatrice d'hydrogène moléculaire.

Ils sont parvenus à leurs fins et ont publié un article dans Science exposant leurs résultats. On peut donc dès à présent ajouter des informations supplémentaires dans les simulations de la naissance des premières étoiles.