Étoile de population III

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Les étoiles de type III se sont formées peu avant l'époque de réionisation, environ 400 millions d'années après le Big Bang, et sont les premières étoiles de l'univers.

Les étoiles de population III sont une population hypothétique d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, constituée exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang. Ces étoiles pourraient avoir largement contribué à la réionisation de l'univers, mettant fin à l'âge sombre où aucun rayonnement lumineux n'était produit par l'univers.

Ces étoiles n'ont pas été observées directement, mais on suppose qu'elles sont des constituants des galaxies bleu pâle. Leur existence est nécessaire pour expliquer la présence d'éléments lourds dans le spectre des quasars, éléments qui n'ont pu être créés lors du Big Bang ; ainsi que l'existence de ces galaxies bleues. Un élément de preuve supplémentaire a été apporté par le télescope spatial Spitzer, dont les images du fond diffus extragalactique infrarouge sont conformes à ce que l'on pourrait attendre si ces étoiles existaient[1].

Image du télescope spatial Spitzer montrant (en haut) l'image brute et (en bas) l'image du fond diffus extragalactique infrarouge qui apparait si on soustrait les étoiles du premier plan. Ce fond peut être interprété comme une signature de la lumière des étoiles de population III[2]

Le modèle actuel suppose que si aucun élément lourd ne fut généré lors du Big Bang, il était alors possible de former des étoiles nettement plus massives que celles visibles aujourd'hui, sans perte de masse par vent solaire. Des simulations numériques d'évolution stellaire montrent que cette hypothèse est plausible et nécessaire : les nuages de gaz composés exclusivement d'hydrogène et d'hélium possèdent une plus grande pression interne que les nuages riches en métaux de même température. Les étoiles ne peuvent donc se former dans ces gaz que si la gravitation due à leur masse peut contrebalancer la pression interne très forte[1].

On pense que la masse typique des étoiles de population III serait d'environ 100 masses solaires, avec des masses comprises entre 30 et 1000 masses solaires, ce qui est beaucoup plus lourd que les étoiles actuelles dont la masse varie entre 0.4 à 120 masses solaires pour les plus lourdes[1]. Avec une telle masse, ces étoiles ne devaient pas avoir une vie très longue, au plus quelques millions d'années, et aucune ne peut encore survivre de nos jours. Ces étoiles ont synthétisé des éléments plus lourds que le béryllium pour la première fois dans l'histoire de l'univers. Les calculs suggèrent que, à la fin de leur vie, ces étoiles ont généralement explosé en hypernova en éjectant une grande partie de leur matière dans l'espace, contribuant à la génération d'étoiles suivante, et laissant des trous noirs stellaires comme relique[3].

De telles étoiles de 1000 masses solaires devaient être plusieurs millions de fois plus lumineuses que le soleil, et avoir une température de surface de l'ordre de 100 000 °C. Les photons émis étaient très énergétiques et ont du ioniser fortement le gaz ambiant d'hydrogène et d'hélium créé par le Big Bang, faisant entrer l'univers dans l'âge de la réionisation où l'univers recommence à émettre des photons et devient de nouveau transparent à ceux-ci, après 400 millions d'années d'âge sombre.

Le terme population fait référence à la quantité de métaux (ici, tout simplement des éléments plus lourds que l'hydrogène ou l'hélium) détectables dans le spectre d'une étoile. Les étoiles de population I sont riches en métaux, les étoiles de population II pauvres en métaux. Seules les étoiles de population III n'ont pas été détectées.

Formation[modifier | modifier le code]

La formation des étoiles de population III est mal connue ; elle dépend de nombreux paramètres encore incertains comme l'action ou la nature de la matière noire. Cependant, un des scénarios les plus mentionnés est la condensation hiérarchique du matériau produit par le Big Bang, où se forment simultanément les premières structures larges comme des protogalaxies et les proto-étoiles.

Dans ce scénario, des nuages de gaz de masse de Jeans[4] typique de l'ordre de 100 000 masses solaires commencent à se condenser et à s'effondrer gravitationnellement. Cette masse de Jeans correspond à une densité moyenne de 10^{-20} kg/m^3 et une température de 300 °K, telle qu'elle existait 10 millions d'années après le Big Bang[5]. Au sein de cette grande masse de gaz en contraction, de densité croissante, des masses plus petites[6] se condensent de manière autonome, et ainsi de suite sur plusieurs niveaux hiérarchiques. Les plus petits niveaux, de densité de l'ordre de 10^{-14} kg/m^3 et de taille de l'ordre de 2 400 U.A., atteignent la densité nécessaire pour déclencher les réactions nécessaires à la formation des proto-étoiles[5]. Les niveaux intermédiaires et supérieurs forment des amas d'étoiles et des protogalaxies.

À cause des inhomogénéités de la composition de l'univers, les étoiles de population III ont pu continuer à se former longtemps après la période de réionisation, et même pendant la période de formation des étoiles de population II[3].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b et c R.A. Freedman, W.J. Kaufmann Universe 8th edition. Freedman & Co 2008, p. 734
  2. Patterns of Light Appear to be From the First Stars and Galaxies
  3. a et b Massimo Stiavelli From First Light to reionization Wiley 2009, p. 9
  4. Masse à partir de laquelle un phénomène d'instabilité gravitationnelle peut se déclencher
  5. a et b Michaël M. Woolfson Time, Space, Stars & Man Imperial College Press 2009, p. 97
  6. la masse de Jeans diminue à mesure que la densité augmente.

Voir aussi[modifier | modifier le code]