Selon le modèle standard de la cosmologie, quelque temps après le Big Bang, les premières étoiles à se former sont les étoiles dites de Population III. Extrêmement massives, de métallicité nulle et de courte durée de vie, ces étoiles ont synthétisé les éléments nécessaires pour permettre la formation de la seconde génération d’étoiles — les étoiles de Population II, avec une métallicité plus importante — qui elles-mêmes ont permis la formation des étoiles de Population I que l’on observe majoritairement aujourd’hui. Ainsi, le fer est un élément optimal pour dater une étoile. Une équipe d’astrophysiciens a récemment détecté SMSS J160540.18–144323.1 ; une étoile si pauvre en fer qu’elle est probablement une représentante des toutes premières étoiles de Population II.
À environ 35’000 années-lumière de la Terre, une étoile géante rouge nommée SMSS J160540.18–144323.1, détectée grâce au télescope SkyMapper, s’est avérée avoir les niveaux de fer les plus bas jamais détectés pour une étoile. Cela signifie que c’est l’une des étoiles les plus anciennes jamais détectée, appartenant probablement à la deuxième génération d’étoiles apparue après le Big Bang, il y a environ 13.8 milliards d’années. L’étude a été publiée dans la revue MNRAS.
« Cette étoile incroyablement anémique, qui s’est probablement formée quelques centaines de millions d’années après le Big Bang, a des niveaux de fer 1.5 million de fois inférieurs à ceux du Soleil », explique l’astrophysicien Thomas Nordlander du Centre d’excellence de l’ARC pour l’astrophysique. C’est ainsi que nous pouvons évaluer l’âge de l’étoile, car l’Univers jeune ne possédait pas de fer.
Le fer : un indicateur fiable pour évaluer l’âge des étoiles
Les premières étoiles étaient constituées principalement d’hydrogène et d’hélium, et étaient considérées comme très massives, très chaudes et de très courte durée. Ces étoiles sont dites de Population III, et n’ont encore jamais été observées.
Les étoiles sont alimentées par la fusion thermonucléaire, où les noyaux atomiques d’éléments plus légers sont combinés pour en créer des plus lourds. Dans les petites étoiles, c’est principalement la fusion de l’hydrogène en hélium. Mais dans les étoiles plus grandes — comme on pense que c’est le cas pour les étoiles de Population III —, des éléments jusqu’au silicium et au fer peuvent être forgés.
Lorsque de telles étoiles finissent leur vie dans des explosions de supernova, elles rejettent ces éléments dans l’Univers. Au fur et à mesure que de nouvelles étoiles se forment, les éléments s’y concentrent — et donc, la quantité de métal qu’une étoile contient est un indicateur fiable de sa formation. Par exemple, nous savons que le Soleil est à plusieurs générations — peut-être 100 — du Big Bang, en fonction de la métallicité de notre étoile.
Mais nous avons trouvé d’autres étoiles dans la Voie lactée qui ont une faible métallicité, indiquant une origine très précoce. Un de ces objets est 2MASS J18082002–5104378 B, le précédent record pour la plus faible teneur en fer ([Fe/H] = −4,07±0.07) — environ 11’750 fois moins métallique que le Soleil. Mais SMSS J160540.18–144323.1 est à [Fe/H] = −6,2±0.2. Comme l’indique Nordlander, c’est environ 1.5 million de fois moins métallique.
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Une supernova à faible éjection à l’origine du fer de SMSS J160540.18–144323.1
Il est peu probable que des étoiles de Population III aient survécu assez longtemps pour que nous puissions les étudier. Mais à travers les étoiles qui ont suivi, leurs histoires peuvent être élucidées. Les chercheurs pensent que l’étoile qui a donné à SMSS J160540.18–144323.1 son fer avait une masse relativement faible pour l’Univers primitif, seulement environ 10 fois la masse du Soleil. C’est assez massif pour produire une étoile à neutrons ; et, après une supernova relativement faible, l’équipe pense que c’est ce qu’elle a fait.
Une explosion de supernova peut déclencher un processus rapide de capture de neutrons, ou processus-r. Il s’agit d’une série de réactions nucléaires dans lesquelles des noyaux atomiques entrent en collision avec des neutrons pour synthétiser des éléments plus lourds que le fer. Il n’y avait aucune preuve significative de ces éléments dans l’étoile, ce qui pourrait signifier que ces éléments ont été capturés par l’étoile à neutrons. Mais suffisamment de fer s’est échappé pour être incorporé dans la formation de SMSS J160540.18–144323.1.
C’était probablement l’un des tout premiers membres de cette deuxième génération d’étoiles. C’est une géante rouge, ce qui signifie que l’étoile est à la toute fin de sa durée de vie, utilisant ses dernières réserves d’hydrogène avant de passer à la fusion de l’hélium.
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