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De l'antimatière naissait dans certaines des premières étoiles

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En cherchant à comprendre comment les premières étoiles se sont formées dans l'univers observable, les astrophysiciens sont arrivés à la conclusion que certaines d'entre elles étaient si massives que les photons gamma qui prenaient naissance dans leur cœur produisaient aussi des paires de particules et d'antiparticules. On vient de trouver ce qui semble être une signature chimique de ces astres. Si tel est le cas, c'est la preuve attendue de l'existence de ces étoiles de première génération à l'origine des premiers noyaux lourds.

En haut à gauche on peut voir une image dans le visble de l'étoile SDSS J0018-0939, obtenue par le Sloan Digital Sky Survey. Il s'agit d'une étoile avec une masse de presque la moitié de celle du Soleil à environ 1.000 années-lumière de nous, en direction de la constellation de la Baleine. Le reste est une représentation d'artiste de la pouponnière de jeunes étoiles où est née SDSS J0018-0939. Elle devait provenir des restes d'une étoile de première génération au moins 140 fois plus massive que notre Soleil et qui avait explosé en donnant une supernova exotique. © SDSS, National Astronomical Observatory of Japan

On se fait souvent une idée simpliste de la formation d'une étoile. Tout commence bien sûr par l'effondrement d'un nuage de gaz qui s'échauffe au fur et à mesure que la pression et la densité augmentent. La protoétoile se met alors à rayonner tout en continuant sa contraction jusqu'à ce que la température permette aux réactions thermonucléaires, comme le cycle proton-proton ou encore CNO, de démarrer. Alors l'étoile est née. Mais quand ils ont voulu étudier plus en détail tous ces processus, les astrophysiciens se sont rendus compte que cela n'allait pas de soi. Il existe ainsi des champs magnétiques dans les nuages interstellaires et si la matière s'y contracte, la densité d'énergie magnétique associée peut se comporter comme une pression qui s'oppose à l'effondrement gravitationnel. Surtout, la pression thermique engendrée par l'échauffement de la protoétoile est elle aussi en mesure de stopper la formation d'une étoile. Sauf que dans le cas des nuages moléculaires et poussiéreux qui servent de pouponnières aux jeunes étoiles, une partie de la chaleur engendrée par la naissance de la protoétoile est évacuée sous forme de rayonnement infrarouge par les poussières carbonées et silicatées. Une protoétoile a donc en quelque sorte besoin de se refroidir pour pouvoir continuer à s'échauffer et à se contracter.

Le casse-tête de la naissance des premières étoiles

Si cette explication permet de rendre compte de la naissance des étoiles dans l'univers observable actuel, elle devient par contre problématique pour expliquer la naissance des premières étoiles, quelques centaines de millions d'années après le Big Bang. En effet, les noyaux de carbone et de silicium contenus dans les poussières n'existaient pas encore car la nucléosynthèse primordiale n'avait produit que des isotopes de l'hydrogène et de l'hélium avec un peu de lithium au cours des trois premières minutes de l'existence du cosmos observable. On est alors confronté au dilemme de l'œuf et de la poule puisqu'il faut des étoiles synthétisant des noyaux lourds, qu'elles dispersent ensuite dans le milieu interstellaire en devenant des supernovae... pour faire naître les étoiles.

Une partie de la solution de cette énigme repose sur l'existence de l'hydrogène sous forme moléculaire lequel peut servir d'agent de refroidissement, en quelque sorte. Mais cela suppose tout de même que les toutes premières étoiles aient été massives, voire très massives, d'une dizaine à quelques centaines de masses solaires. Il faut en effet une masse plus importante pour que la gravité puisse vaincre la pression thermique des nuages moléculaires d'hydrogène en l'absence de poussières.

Un schéma illustrant la structure d’une jeune étoile de première génération quelques centaines de millions d’années tout au plus après le Big Bang. Comme dans toutes les étoiles, la pression du gaz de particules, noyaux, électrons et photons est normalement en équilibre avec la pression causée par la gravité de l’étoile. Mais dans une étoile d’au moins 140 masses solaires, les photons gamma sont si énergétiques (les traits ondulés sur le schéma) qu’il finissent par créer des paires d’électron et de positron, donc de l’antimatière. © Nasa

Mais comment tester ce scénario ? On le peut au moins avec les étoiles ayant de 140 à 300 masses solaires. Les températures qu'elles peuvent atteindre dans leur cœur sous l'effet de la pression de la gravité sont si élevées que les photons gamma produits possèdent suffisamment d'énergie pour pouvoir créer des paires d’électrons-positrons. Elles se mettent donc à fabriquer de l'antimatière. Alors que les photons exercent une pression de radiation s'opposant victorieusement à celle de la matière soumise à la gravité, ce n'est pas le cas pour les paires de particules. La pression de radiation se met donc à chuter et l'étoile se contracte à nouveau, s'échauffe, ce qui conduit à la production d'encore plus de paires de particules et d'antiparticules. La situation est instable et l'étoile massive va exploser en donnant une supernova de 10 à 100 fois plus lumineuse intrinsèquement que celles que l'on observe dans l'univers actuel.

Une nucléosynthèse exotique

Tout ce processus s'accompagne de réactions de nucléosynthèse inhabituelles qui produisent des abondances bien particulières de noyaux lourds. Ainsi, les restes d'une étoile très massive de première génération ayant explosé du fait de l'instabilité liée à la création d'antimatières, on parle alors Pair Instability Supernovae (PISNe), doivent apparaître comme anormalement pauvres en carbone et magnésium alors qu'ils doivent être riches en fer.

C'est précisément cette composition anormale qu'une équipe internationale d'astronomes a mise en évidence au sein de SDSS J0018-0939, une étoile distante d'environ 1.000 années-lumière du Soleil, dans la constellation de la Baleine. Comme ils l'expliquent dans un article publié dans Science, les chercheurs ont déterminé les abondances de 18 éléments dans l'atmosphère de cette étoile orange plus petite que le Soleil et située dans le halo galactique. Le fait qu'elle soit 300 fois moins riche en fer que le Soleil mais qu'elle contienne encore moins d'éléments légers confirme qu'il s'agit bien d'une très vieille étoile, comme le sont généralement celles du halo, lequel s'est formé à partir d'un nuage de matière encore peu enrichi en éléments lourds, hormis par les explosions des toutes premières étoiles.

Si les chercheurs ne se sont pas trompés, il s'agit de la première preuve de l'existence des étoiles très massives de première génération. Elles n'étaient pour le moment que des prédictions de modèles numériques sur ordinateurs. Cela signifie aussi que ces astres ont dû affecter significativement l'évolution des premières galaxies car le souffle des supernovae PISNe a probablement impacté le contenu en gaz et la naissance des étoiles en leurs seins. En outre, les trous noirs massifs que ces supernovae ont dû laisser derrière elles pourraient permettre de mieux comprendre comment sont apparus les trous noirs supermassifs.

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