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Premières étoiles : comment percer les ténèbres des âges sombres

ActualitéClassé sous :Astronomie , cosmologie , matière noire

Pour percer les ténèbres des âges sombres, diverses méthodes sont envisagéesdepuis quelques années, basées sur la raie à 21 cm de l'hydrogène. On pourrait de cette manière observer des variations de la nature de l'énergie noire et surtout la formation des premières étoiles. Une simulation vient peut-être de préciser les caractéristiques du rayonnement radio émis lors de la naissance de ces premiers astres et donc le lieu et la façon de chercher.

L'astrophysicien Jan Oort, le pionnier des études utilisant la raie à 21 cm de l'hydrogène. © Jan Oort

Environ 380.000 ans après la naissance de l'univers observable, mais pas instantanément, les atomes se sont formés et plus rien ne s'opposait au voyage des photons sur des distances cosmologiques. C'est l'époque dite de la recombinaison, celle où a été émis le fameux rayonnement fossile avec son spectre de corps noir presque parfait.

Des centaines de millions d'années plus tard, la Renaissance cosmique mettait fin aux âges sombres. La formation des premières étoiles et les premiers quasars émettaient alors suffisamment de rayonnement pour que l'univers ne soit plus totalement sombre dans le domaine optique. Surtout, l'hydrogène neutre composant majoritairement la matière baryonique du cosmos commençait à se réioniser sous l'influence du rayonnement des premières étoiles et des disques d'accrétion des quasars. 

Mais pendant ces quelques centaines de millions d'années qu'ont duré les âges sombres, bien des choses ont dû se produire que nous aimerions connaître. Ainsi, même si l'énergie noire ne dominait pas encore l'accélération de l'expansion de l'univers, il est possible qu'elle ne se comportait pas alors comme une simple constante cosmologique, ou plutôt que ses éventuelles variations dans le temps aient encore été suffisamment fortes pour être facilement détectées. Si tel était le cas, ces variations pourraient être bavardes sur de la physique au-delà du modèle standard, comme de la supergravité ou la théorie des cordes.

Le décalage spectral vers le rouge d'un objet cosmologique est donné par une quantité notée Z, le redshift. Sa valeur est donnée par une fonction dépendant de l'âge, et donc de la distance, de l'objet par rapport à la Voie lactée. Plus ce décalage est élevé, plus la distance nous séparant de l'objet observé, en général une galaxie, est importante. Le schéma ci-dessus retrace l'histoire de l'univers observable avec le décalage spectral en échelle logarithmique en abscisse. Avant la recombinaison cosmique, 380.000 ans après le Big Bang, l'univers observable est un plasma chaud. Pendant les âges sombres, la matière est devenue neutre sous forme d'atomes et la naissance des étoiles et des galaxies débute pour finalement réioniser partiellement le cosmos. © NAOJ

La possibilité de trouver des signatures de la formation des premières étoiles est beaucoup moins spéculative mais l'on se heurte tout de même à de sérieuses difficultés.

Il y a d'abord le fait que les débuts de la formation des étoiles sont par définition peu lumineux. Ensuite, la lumière nous parvenant aujourd'hui de cette époque a subi un décalage important vers le rouge, ce qui l'affaiblit et la place en dehors du spectre visible. Un exemple : lorsque la formation des étoiles dans les galaxies était vraiment importante, l'univers observable était déjà âgé d'environ 400 millions d'années, ce qui veut dire qu'il faut faire appel à des satellites comme Spitzer pour commencer à voir le fond diffus infrarouge en résultant.

La cosmologie avec la raie à 21 cm de l'hydrogène

Si l'on veut voir et comprendre les événements s'étant déroulés au moment de la formation des première étoiles, il faut remonter au moins jusqu'à 200 millions d'années après le Big Bang. On est donc confronté à un décalage spectral encore plus important. Dans le jargon des physiciens il est de Z=20 alors que pour les galaxies à la limite du pouvoir des observations actuelles, il est de Z=7,2 comme le prouve l'exemple de la galaxie SXDF-NB1006-2.

Une simulation ayant révélé que les fluctuations d'intensités du fond de rayonnement radio produit par les premières étoiles dans des minigalaxies sont spatialement plus importantes que ce que l'on pensait du fait d'un contraste entre les mouvements de la matière noire et de la matière baryonique, 180 millions d'années après le Big Bang. L'échelle de températures à droite est en millikelvins. © Rennan Barkana

Comme l'univers observable contient beaucoup d'hydrogène neutre à Z=20, l'idée la plus naturelle est de chercher à détecter le rayonnement produit par la fameuse raie à 21 cm de l'hydrogène. Mais les galaxies actuelles, en particulier la Voie lactée, contiennent elles aussi de l'hydrogène atomique neutre qui va rayonner copieusement et masquer le signal de la formation des premières étoiles.

C'est ce que l'on pourrait croire naïvement mais des moyens de contourner l'obstacle existeraient si l'on en croit un article de Nature dû à un groupe d'astrophysiciens et de cosmologistes (dont Rennan Barkana). Ils y exposent des conclusions similaires à celles que l'on peut trouver dans un autre de leurs articles, disponible à la lecture sur arxiv.

En se basant sur des calculs et des simulations numériques, les chercheurs sont arrivés à la conclusion que la matière baryonique et la matière noire, en train de s'effondrer pour former les premières galaxies et leurs étoiles, ne se déplaçaient pas à des vitesses comparables, comme on le croyait. Il en résulte que de larges régions de l'univers observable environ 200 millions d'années après sa naissance possédaient une forte concentration de minigalaxies alors que d'autres en manquaient. Le fond de rayonnement radio issu de l'hydrogène neutre à cette période de l'histoire de l'univers doit donc posséder de larges régions un peu plus chaudes ou un peu plus froides que la moyenne.

Ces fluctuations doivent pouvoir être observées sur le fond de rayonnement plus homogène issu des galaxies après la fin des âges sombres et dans une bande de fréquence que l'on peut estimer à partir des simulations.

De la même façon qu'il est possible de soustraire les avant-plans du rayonnement fossile pour ne plus laisser que le rayonnement émis lors de la réionisation, il est donc possible d'extraire la composante du fond radio cosmologique correspondant à ces fluctuations. S'il reste très difficile d'avoir une carte de l'intensité de ce fond radio des premiers âges des étoiles, il n'en serait donc pas de même pour les fluctuations de ce fond qui seraient ainsi observables.

Une importante fenêtre d'observation pour la cosmologie à 21 cm nous attend donc probablement.

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