Une vision d'artiste de l'explosion en supernova d'une supergéante bleue massive. En l'occurrence, il s'agit d'une hypernova conduisant à un sursaut gamma et à la formation d'un trou noir. Les explosions des premières étoiles devaient ressembler à celle-ci, bien que pouvant conduire également à la formation d'étoiles à neutrons. Dans ce dernier cas, l'explosion est nettement moins lumineuse et ne s'accompagne pas de deux jets. C'est ce dernier cas qui a été étudié par des chercheurs de l'Institut Kavli. © Eso, L. Calçada

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Les premières explosions d'étoiles étaient bleutées

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Les toutes premières étoiles étaient sans doute massives et ont rapidement disparu en explosant en supernovae atypiques selon les critères usuels. Certaines de ces explosions ont été modélisées numériquement, fournissant des critères pour partir bientôt à leur chasse. Leur spectre aurait contenu une composante bleue plus importante que celle des supernovae SN II des étoiles de population I et II.

Pour passer du Big Bang au vivant, l'univers observable a dû passer par une longue évolution chimique qui a commencé avec celle des noyaux. En effet, quelques minutes après la « naissance » du cosmos observable, celui-ci ne contenait que des isotopes de l'hydrogène, de l'hélium et un peu de lithium. Aucun des atomes de carbone, d'oxygène, d'azote ou encore de calcium et de fer qui sont essentiels pour notre corps n'avait encore été engendré. Il va falloir pour cela l'allumage des premières étoiles, et les réactions de fusion thermonucléaires qui s'y produisent, puis celles des générations suivantes.

Ces générations sont regroupées aujourd'hui dans deux grandes populations d'étoiles dites de type II et I. De la même façon qu'un enfant de deux ans est plus âgé qu'un enfant d'un an, les étoiles dites également de population II sont plus vieilles que celles dites de population I dont fait partie notre Soleil. Les premières contiennent moins de métaux et d'éléments lourds, ce qui dans le jargon des astrophysiciens, signifie tous les noyaux au-delà des isotopes de l'hélium. C'est pour cela que l'on parle d'étoiles à faible métallicité dans le cas de la population II.

Les mystérieuses étoiles de population III

Les toutes premières étoiles font logiquement partie de la population III. Elles n'ont encore jamais été vraiment observées mais elles devaient contenir un peu de noyaux lourds en fin de vie. En effet, on pense qu'elles devaient être très massives, peut-être jusqu'à une centaine de fois la masse du Soleil, et qu'elles ont donc vécu peu de temps avant d'exploser en donnant des supernovae de type II, suite à l'effondrement gravitationnel de leur cœur.

Cette photo de Walter Baade date de 1955. L'astrophysicien est surtout connu pour ses travaux sur les supernovae et les étoiles à neutrons. © Mt. Wilson Observatory

Cette population III, les astronomes d'origine, respectivement, allemande et suisse, Walter Baade et Fritz Zwicky étaient sans doute bien loin d'imaginer son existence quand ils ont compris dans les années 1930 la nature des supernovae et qu'ils ont baptisé de ce nom ces extraordinaires explosions stellaires capables d'être aussi lumineuses que des galaxies peuplées de centaines de milliards d'étoiles. C'est aussi Walter Baade qui fut le premier à découvrir les populations I et II d'étoiles dans la Voie lactée en 1944, en se basant sur la largeur de leurs raies spectrales. Mais il faudra attendre les années 1950 pour y voir des différences d'âges et de compositions chimiques.

Les astrophysiciens du XXIe siècle aimeraient bien en savoir plus en ce qui concerne les étoiles de populations III. Mais comme elles sont anciennes, donc lointaines, elles sont pour nous aujourd'hui très peu lumineuses et surtout, l'expansion de l'univers a du décaler leur spectre vers l'infrarouge proche. Il va donc falloir attendre la mise en orbite du télescope James Webb à l'horizon 2018, ou celle du LSST, pour faire connaissance avec elles.

Il fallait toutefois résoudre un problème avant cela. À quoi pouvait bien ressembler le spectre d'une étoile de population III, ou plus exactement celui d'une supernova produite par ce type d'étoile ?

Une équipe internationale menée par des chercheurs du  Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) pense avoir une partie de la réponse comme elle l'explique dans un article déposé sur arXiv.

Une comparaison des courbes de luminosité des supernovae SN II standards, issues d'étoiles riches en éléments lourds (les astrophysiciens les appellent collectivement des métaux même quand ils n'en sont pas), avec certaines de celles que devaient produire les premières étoiles, pauvres en métaux. Les étoiles de première génération font partie de celles dites de population III, celles de seconde génération, à l'origine du Soleil, font partie des étoiles de population II. Les deux types de supernovae débutent par un pic de luminosité dans le domaine des ultraviolets. © Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU)

Une courbe de lumière plus faible et un spectre plus riche en bleu

Les astrophysiciens ont effectué des simulations numériques en se basant sur les caractéristiques des étoiles de population III en fin de vie (contenant entre 25 à 100 masses solaires) et donc contenant tout de même un peu d'éléments lourds alors qu'elles en étaient dépourvues au moment de l'allumage des réactions de fusion.

Comme dans le cas des supernovae de type II connues, on obtient une courbe de lumière avec un pic de luminosité puis une baisse lente selon une loi exponentielle. Le débat dure encore quant aux mécanismes de l'explosion d'une SN II. Il y aurait deux composantes dont on ignore l'importance de chacune. Ce qui fait toutefois l'unanimité c'est que l'effondrement du cœur de l'étoile peut mener à une étoile à neutrons, ce qui conduit à l'apparition d'un cœur dur sur lequel rebondit la matière en chute libre et la génération d'un flux de neutrinos important. Le pic de luminosité d'une supernova se produirait quand l'onde de choc arrive à la surface de l'étoile, aidée par le flux de neutrinos.  Une fois le début de l'éjection des couches externes de l'étoile amorcée, on peut constater une sorte de plateau de la luminosité pouvant durer quelques mois avant que celle-ci ne décline.

Dans le cas des étoiles de population III simulées par les chercheurs, le pic et le plateau sont moins lumineux, durent moins longtemps, et le spectre contient une composante plus importante de lumière bleue. C'est au moins cette dernière caractéristique qui devrait être prise comme critère pour partir à la chasse aux supernovae associées aux premières étoiles pas trop massives, il y a plus de 13 milliards d'années. Le spectre serait bien sûr, comme on l'a dit précédemment, décalé vers le rouge.

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