Les premières étoiles sont nées là où le gaz s’est rassemblé
L’apparition des étoiles et des galaxies a changé l’aspect de l’Univers ainsi que la matière qu’il contenait. Des étoiles sont nées d’un gaz composé au départ presque uniquement d’hydrogène et d’hélium, puis de nouveaux éléments se sont formés à l’intérieur de ces étoiles. Une partie de la matière qu’elles ont rejetée s’est ensuite mêlée aux ingrédients d’autres étoiles et planètes. Les roches terrestres et les substances de notre corps gardent des traces de cette longue histoire.
Il y avait déjà de la lumière dans l’Univers avant la naissance des premières étoiles. La lumière qui nous reste de l’Univers primitif, alors très chaud, est appelée fond diffus cosmologique. Il n’existait pas encore d’étoiles pour émettre de la lumière. Les premières étoiles sont devenues une nouvelle source de lumière dans l’Univers.
Le gaz n’était pas réparti uniformément dans tout l’Univers. Là où la matière était plus dense, la gravité attirait le gaz environnant. Le gaz qui s’accumulait au centre se réchauffait, réunissant les conditions nécessaires à la formation d’étoiles. Contrairement aux nuages qui produisent des étoiles aujourd’hui, la matière des premières étoiles ne contenait presque aucun élément lourd ni aucune poussière. Pour étudier leur masse et leur naissance, les chercheurs comparent les observations de l’Univers lointain à des calculs fondés sur les lois physiques.
Dans les galaxies, de nombreuses étoiles sont nées à des époques différentes
Une galaxie du ciel nocturne est une structure bien plus grande qu’une seule étoile. Elle rassemble d’innombrables étoiles, du gaz et de la poussière liés par la gravité. La matière noire participe aussi à cette structure : la lumière ne permet pas de la voir directement, mais on déduit sa présence de ses effets gravitationnels. Les nuages où naissent les étoiles se trouvent en de nombreux endroits dans les galaxies.
Les premières galaxies ont changé en recevant du gaz de leur environnement ou en fusionnant avec d’autres galaxies. Pendant que de nouvelles étoiles naissaient du gaz arrivé récemment, les étoiles plus anciennes poursuivaient leur propre vie. Elles ne sont pas toutes nées ensemble et ne sont pas passées par les mêmes étapes au même moment. C’est pourquoi des étoiles jeunes et anciennes peuvent coexister dans une même galaxie.
Les astronomes étudient les galaxies lointaines pour explorer le passé. La lumière met du temps à nous parvenir : celle qui a longtemps voyagé montre donc une galaxie telle qu’elle était il y a longtemps. Comparer des galaxies à différentes distances et analyser la lumière des étoiles ainsi que la composition du gaz permet de comprendre comment les galaxies ont changé.
La lumière des premières galaxies a changé l’état du gaz environnant
Les étoiles chaudes émettent des ultraviolets en plus de la lumière visible par nos yeux. Lorsqu’un atome d’hydrogène absorbe une lumière suffisamment énergétique, un électron qui entourait son noyau peut en être arraché. Cette séparation d’un électron de l’atome s’appelle l’ionisation.
Dans l’Univers primitif, les électrons étaient séparés des noyaux atomiques. À mesure que l’Univers refroidissait, ils se sont liés pour former des atomes. La lumière des étoiles et des galaxies a ensuite arraché à nouveau des électrons à ces atomes. La période durant laquelle ce changement s’est étendu autour des galaxies s’appelle l’ère de la réionisation. La façon dont la lumière traversait le gaz a changé elle aussi.
Une étude utilisant le télescope spatial James Webb a examiné des galaxies telles qu’elles étaient lorsque l’Univers avait environ 900 millions d’années. Les chercheurs ont mesuré la quantité de lumière d’un objet brillant encore plus lointain qui traversait le gaz intermédiaire, puis l’ont comparée aux positions des galaxies repérées par Webb. La découverte de régions autour des galaxies où la lumière passait plus facilement appuie l’explication selon laquelle la lumière de ces galaxies avait ionisé le gaz environnant.
La réionisation ne transforme pas l’hydrogène en un autre élément. Le type de noyau reste inchangé : c’est un électron qui se détache. Ce phénomène se distingue des réactions nucléaires de la section suivante, où le noyau lui-même change et où de nouveaux éléments se forment.
De nouveaux éléments se forment dans les étoiles et lors d’événements violents
Le carbone et l’oxygène n’ont pas toujours été aussi abondants qu’aujourd’hui. Dans l’intérieur brûlant des étoiles, les noyaux atomiques se réunissent par fusion nucléaire. Au fil de l’évolution d’une étoile, les réactions impliquant des noyaux d’hélium peuvent produire du carbone et de l’oxygène. Les éléments produits et leurs quantités dépendent de la masse de l’étoile, c’est-à-dire de la quantité de matière qu’elle contient, ainsi que de son stade d’évolution.
La fusion n’est pas la seule voie de formation des éléments. Un noyau peut absorber des particules appelées neutrons, puis devenir un autre élément par des réactions qui modifient les particules du noyau. Cette capture de neutrons se produit aussi dans les étoiles vieillissantes et contribue à former certains éléments plus lourds que le fer.
Des éléments lourds peuvent également se former dans la matière éjectée lors de la fusion de deux étoiles à neutrons. Une étoile à neutrons est un astre petit et dense qui peut subsister à la fin de la vie d’une étoile massive. Une étude réanalysant la lumière d’une fusion d’étoiles à neutrons observée en 2017 a identifié la trace d’un élément appelé strontium. C’est une preuve observationnelle que ces fusions sont l’un des lieux de formation des éléments lourds.
La matière rejetée par les étoiles se mêle au gaz environnant
Même lorsqu’un élément se forme dans une étoile, cette matière n’entre pas immédiatement dans la suivante. Elle doit d’abord sortir de l’étoile et se mêler au gaz environnant. Lorsqu’une étoile vieillissante perd ses couches externes ou qu’une explosion de supernova éjecte de la matière, les éléments qu’elle contient se dispersent aussi. La mort des étoiles décrit ce que laissent les différents types d’étoiles.
Le télescope spatial Hubble a observé du gaz rejeté par des étoiles semblables au Soleil entourant l’étoile chaude située au centre. Les astronomes analysent la lumière de ces astres pour rechercher les éléments présents dans le gaz expulsé. Les réactions nucléaires qui créent des éléments et les mouvements de matière qui les transportent dans l’espace sont des processus distincts.
La matière rejetée contient à la fois des substances que l’étoile possédait dès le départ et d’autres qu’elle a produites. Si une partie se mêle à un nuage de gaz froid et se rassemble à nouveau, elle peut devenir la matière première d’autres étoiles et systèmes planétaires. Une autre partie se disperse au loin ou reste dans des vestiges stellaires. Il ne s’agit donc pas d’un cycle fermé dans lequel tous les matériaux reviennent sans exception.
Les matériaux du Système solaire portent les traces d’étoiles antérieures
Le nuage qui a formé le Système solaire contenait aussi des substances laissées par des étoiles antérieures au Soleil. Le Soleil, les planètes et les petits astres se sont formés à partir de gaz et de poussières enrichis en éléments comme le carbone et l’oxygène. Certains ingrédients, tels que l’hydrogène, viennent de l’Univers primitif : une seule supernova ne peut donc pas avoir créé toute la matière de la Terre ou de notre corps.
Certaines météorites conservent de minuscules grains de poussière formés autour d’autres étoiles avant la naissance du Soleil. Les chercheurs examinent les types et les proportions d’atomes dans ces grains pour déterminer de quelles sortes d’étoiles leur matière a pu venir. Les échantillons que l’on peut tenir dans la main, tout comme la lumière d’astres lointains, donnent des indices sur l’histoire antérieure au Soleil.
La Voie lactée actuelle abrite elle aussi des étoiles jeunes et anciennes, des nuages où naissent des étoiles et des vestiges stellaires. Dans cet article, l’ère des étoiles et des galaxies désigne l’histoire de l’Univers au fil de ces changements. Ce terme n’a pas le même sens que le stade de la séquence principale, durant lequel une étoile brille grâce à la fusion de l’hydrogène. Pour examiner de plus près la formation d’une étoile dans un nuage, la lecture peut se poursuivre avec La naissance des étoiles.
Sources
- NASA Science — Éléments et rayonnement de fond dans l’Univers primitif
- NASA Webb — Recherches sur les premières étoiles et galaxies
- NASA Science — Composition et évolution des galaxies
- NASA Science — Apport de gaz et fusions de galaxies
- NASA Webb — Observations de la réionisation autour des premières galaxies
- NASA Webb — Évolution stellaire et production de carbone et d’oxygène
- Liu et ses collègues — Capture de neutrons dans les étoiles vieillissantes et poussières présolaires
- ESO — Observations identifiant du strontium dans une fusion d’étoiles à neutrons
- NASA Hubble — Gaz rejeté par les étoiles et réutilisation des éléments