17/11/22. Les plus anciennes étoiles de l’univers

Ce sont celles dont l’apparition a marqué la fin de ce que l’on appelle les âges sombres de l’univers et le début de la  Grande recombinaison. Ce terme désigne la formation des atomes  par association des électrons et des noyaux atomiques, précédemment indépendants les uns des autres. Le phénomène se produit au moment où la température de l’univers descend en dessous du seuil sous lequel l’énergie moyenne des photons les plus énergétiques est en dessous de l’énergie d’ionisation de l’atome considéré. À l’époque de la recombinaison, les seuls noyaux atomiques présents dans l’Univers sont l’hydrogène, l’hélium et des traces de lithium. Le lithium se recombine (partiellement) avant l’hélium, lui-même se recombinant avant l’hydrogène.

Tous les autres corps de l’univers actuels ont été formés par la suite. Mais de quelle façon ?

On en trouve des traces dans les quasars .Les quasars sont les entités les plus lumineuses de l’Univers. Bien qu’il y ait d’abord eu une certaine controverse sur la nature de ces objets, jusqu’au début des années 1980, il existe maintenant un consensus selon lequel un quasar est la région compacte entourant un trou noir supermassif au centre d’une galaxie massive. Leur taille est de 10 à 10 000 fois le rayon de Schwarzschild du trou noir et leur émission d’énergie provient de la zone du disque d’accrétion qui l’entoure.

Récemment des chercheurs japonais trouvèrent des traces de telles étoiles anciennes en examinant la lumière d’un quasar situé à 30 milliards d’années lumière de la terre, le plus lointain jamais observé. Il se serait formé moins de 700 millions d’années après le Big Bang. Le spectre de la lumière du quasar a montré qu’il contenant 20 fois plus de fer que le Soleil. Par contre, il ne contenait que peu de magnésium ;

Ces caractère ne se retrouvent pas dans les modèles standards des quasars . Les électrons (positrons) produits par les processus précédemment exposés, produisent beaucoup d’ionisations, qui les ralentissent jusqu’à la fin de leur parcours, où les positrons s’annihilent.

Cela crée une instabilité au sein de l’étoile aboutissant à une explosion de type thermonucléaire qui disloque toute l’étoile et ne laisse pas de vestige derrière elle.

En effet, lorsque la création de matière et d’antimatière selon ce processus devient importante, la pression du flux de photons gamma sur les couches de l’étoile devient insuffisante pour s’opposer à sa contraction sous l’effet de sa propre gravité. Or, cette même contraction va augmenter le taux des réactions nucléaires en chauffant le cœur de l’étoile. La production de photons gamma créateurs d’antimatière va encore être accrue et le processus devient instable. Il s’emballe. De fait, la température ne va cesser de s’élever et, en très peu de temps, le cœur de l’étoile va exploser en convertissant sa matière en noyaux lourds.

Il se produit alors une supernova baptisée « Pair Instability Supernovae » (PISNe), supernova à instabilité de paire, ne laissant aucun astre compact derrière elle (sauf éventuellement un trou noir si l’étoile est suffisamment massive). La quantité de magnésium produite à cette occasion dépend essentiellement de la masse de l’étoile.

Le fait que de telles supernova n’apparaissent que dans des étoiles de Population 3 cent fois plus massives que le soleil montre qu’elles seraient les premières après le Big Bang à produire des éléments plus massifs que l’hélium.

Les électrons (positrons) produits par les processus précédemment exposés, produisent beaucoup d’ionisations, qui les ralentissent jusqu’à la fin de leur parcours, où les positrons s’annihilent. Cela crée une instabilité au sein de l’étoile qui aboutirait à une explosion de type thermonucléaire qui disloque toute l’étoile et ne laisse pas de vestige derrière elle.

En effet, lorsque la création de matière et d’antimatière selon ce processus devient importante, la pression du flux de photons gamma sur les couches de l’étoile devient insuffisante pour s’opposer à sa contraction sous l’effet de sa propre gravité. Or, cette même contraction va augmenter le taux des réactions nucléaires en chauffant le cœur de l’étoile.

La production de photons gamma créateurs d’antimatière va encore être accrue et le processus devient instable. Il s’emballe. De fait, la température ne va cesser de s’élever et, en très peu de temps, le cœur de l’étoile va exploser en convertissant sa matière en noyaux lourds. Il se produit alors une supernova baptisée « Pair Instability Supernovae » (PISNe), supernova à instabilité de paire, ne laissant aucun astre compact derrière elle (sauf éventuellement un trou noir si l’étoile est suffisamment massive).

La quantité de magnésium produite à cette occasion dépend essentiellement de la masse de l’étoile.

Le fait que de telles supernova n’apparaissent que dans des étoiles de Population 3 cent fois plus massives que le soleil montre qu’elles seraient les premières après le Big Bang à produire des éléments plus massifs que l’hélium.

Référence

Potential Signature of Population III Pair-instability Supernova Ejecta in the BLR Gas of the Most Distant Quasar at z = 7.54*

The Astrophysical JournalVolume 937Number 2

Abstract

The search for Population III stars has fascinated and eluded astrophysicists for decades. One promising place for capturing evidence of their presence must be high-redshift objects; signatures should be recorded in their characteristic chemical abundances. We deduce the Fe and Mg abundances of the broadline region (BLR) from the intensities of ultraviolet Mg ii and Fe ii emission lines in the near-infrared spectrum of UKIDSS Large Area Survey (ULAS) J1342+0928 at z = 7.54, by advancing our novel flux-to-abundance conversion method developed for quasars up to z ∼ 3. We find that the BLR of this quasar is extremely enriched, by a factor of 20 relative to the solar Fe abundance, together with a very low Mg/Fe abundance ratio: [Fe/H] = +1.36 ± 0.19 and [Mg/Fe] =−1.11 ± 0.12, only 700 million years after the Big Bang. We conclude that such an unusual abundance feature cannot be explained by the standard view of chemical evolution that considers only the contributions from canonical supernovae. While there remains uncertainty in the high-mass end of the Population III initial mass function, here we propose that the larger amount of iron in ULAS J1342+0928 was supplied by a pair-instability supernova (PISN) caused by the explosion of a massive Population III star in the high-mass end of the possible range of 150–300 M . Chemical evolution models based on initial PISN enrichment well explain the trend in [Mg/Fe]-z all the way from z < 3 to z = 7.54. We predict that stars with very low [Mg/Fe] at all metallicities are hidden in the galaxy, and they will be efficiently discovered by ongoing new-generation photometric surveys

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