Les observations d'une équipe internationale d'astronomes avec le spectromètre UVES sur le très grand télescope de l'ESO à l'Observatoire de Paranal (Chili) ont jeté un nouvel éclairage sur la première époque de la galaxie de la Voie lactée.
La toute première mesure de la teneur en Béryllium dans deux étoiles d'un amas globulaire (NGC 6397) - poussant la technologie astronomique actuelle vers la limite - a permis d'étudier la phase précoce entre la formation de la première génération d'étoiles dans le Milky Chemin et celui de cet amas stellaire. Cet intervalle de temps s'est avéré être de 200 à 300 millions d'années.
L'âge des étoiles dans NGC 6397, déterminé au moyen de modèles d'évolution stellaire, est de 13 400? 800 millions d'années. L'ajout des deux intervalles de temps donne l'âge de la Voie lactée, 13 600? 800 millions d'années.
La meilleure estimation actuellement de l'âge de l'Univers, telle que déduite, par exemple, des mesures du fond cosmique des micro-ondes, est de 13 700 millions d'années. Les nouvelles observations indiquent ainsi que la première génération d'étoiles dans la galaxie de la Voie lactée s'est formée peu après la fin des «Âges sombres» d'environ 200 millions d'années qui ont succédé au Big Bang.
L'âge de la voie lactée
Quel âge a la Voie lactée? Quand les premières étoiles de notre galaxie se sont-elles enflammées?
Une bonne compréhension de la formation et de l'évolution du système de la Voie lactée est cruciale pour notre connaissance de l'Univers. Néanmoins, les observations connexes sont parmi les plus difficiles, même avec les télescopes les plus puissants disponibles, car elles impliquent une étude détaillée des objets célestes anciens, éloignés et pour la plupart faibles.
Amas globulaires et âges des étoiles
L'astro-physique moderne est capable de mesurer l'âge de certaines étoiles, c'est-à-dire le temps qui s'est écoulé depuis qu'elles se sont formées par condensation dans d'énormes nuages interstellaires de gaz et de poussière. Certaines étoiles sont très «jeunes» en termes astronomiques, juste quelques millions d'années comme celles de la nébuleuse d'Orion voisine. Le Soleil et son système planétaire se sont formés il y a environ 4 560 millions d'années, mais de nombreuses autres étoiles se sont formées beaucoup plus tôt. Certaines des étoiles les plus anciennes de la Voie lactée se trouvent dans de grands amas stellaires, en particulier dans des "amas globulaires" (PR Photo 23a / 04), ainsi appelés en raison de leur forme sphéroïdale.
Les étoiles appartenant à un amas globulaire sont nées ensemble, à partir du même nuage et en même temps. Étant donné que les étoiles de masses différentes évoluent à des vitesses différentes, il est possible de mesurer l'âge des amas globulaires avec une assez bonne précision. Les plus anciens datent de plus de 13 000 millions d'années.
Pourtant, ces étoiles en grappes n'étaient pas les premières étoiles à se former dans la Voie lactée. Nous le savons, car ils contiennent de petites quantités de certains éléments chimiques qui ont dû être synthétisés dans une génération antérieure d'étoiles massives qui ont explosé en supernovae après une vie courte et énergique. Le matériau traité a été déposé dans les nuages à partir desquels les prochaines générations d'étoiles ont été fabriquées, cf. ESO PR 03/01.
Malgré des recherches intensives, il n'a jusqu'à présent pas été possible de trouver des étoiles moins massives de cette première génération qui pourraient encore briller aujourd'hui. Par conséquent, nous ne savons pas quand ces premières étoiles se sont formées. Pour le moment, nous pouvons seulement dire que la Voie lactée doit être plus ancienne que les plus anciennes étoiles à amas globulaires.
Mais combien plus vieux?
Le béryllium à la rescousse
Ce que les astrophysiciens aimeraient avoir, c'est donc une méthode pour mesurer l'intervalle de temps entre la formation des premières étoiles de la Voie lactée (dont beaucoup sont rapidement devenues des supernovae) et le moment où les étoiles d'un amas globulaire d'âge connu se sont formées. La somme de cet intervalle de temps et de l'âge de ces étoiles serait alors l'âge de la Voie lactée.
De nouvelles observations avec le VLT à l’Observatoire Paranal de l’ESO ont maintenant produit une percée dans cette direction. L'élément magique est le «béryllium»!
Le béryllium est l'un des éléments les plus légers [2] - le noyau de l'isotope le plus commun et le plus stable (le béryllium-9) se compose de quatre protons et de cinq neutrons. Seuls l'hydrogène, l'hélium et le lithium sont plus légers. Mais alors que ces trois ont été produits pendant le Big Bang et que la plupart des éléments les plus lourds ont été produits plus tard à l'intérieur des étoiles, le béryllium-9 ne peut être produit que par «spallation cosmique». C'est-à-dire par fragmentation des noyaux plus lourds se déplaçant rapidement - provenant des explosions de supernovae mentionnées et appelés «rayons cosmiques galactiques» énergétiques - lorsqu'ils entrent en collision avec des noyaux légers (principalement des protons et des particules alpha, c'est-à-dire des noyaux d'hydrogène et d'hélium) dans le milieu interstellaire.
Rayons cosmiques galactiques et horloge Béryllium
Les rayons cosmiques galactiques ont parcouru toute la Voie lactée primitive, guidés par le champ magnétique cosmique. La production résultante de Béryllium était assez uniforme dans la galaxie. La quantité de Béryllium a augmenté avec le temps et c'est pourquoi il pourrait agir comme une "horloge cosmique".
Plus le temps qui s'écoulait entre la formation des premières étoiles (ou, plus exactement, leur disparition rapide dans les explosions de supernovae) et la formation des étoiles en amas globulaires, plus la teneur en béryllium dans le milieu interstellaire à partir duquel elles étaient formées était élevée. . Ainsi, en supposant que ce Béryllium est conservé dans l'atmosphère stellaire, plus il y a de Béryllium dans une telle étoile, plus l'intervalle de temps entre la formation des premières étoiles et de cette étoile est long.
Le Béryllium peut donc nous fournir des informations uniques et cruciales sur la durée des premiers stades de la Voie lactée.
Une observation très difficile
Jusqu'ici tout va bien. Les fondements théoriques de cette méthode de datation ont été développés au cours des trois dernières décennies et il suffit alors de mesurer la teneur en béryllium de certaines étoiles en amas globulaires.
Mais ce n'est pas aussi simple qu'il y paraît! Le principal problème est que le béryllium est détruit à des températures supérieures à quelques millions de degrés. Lorsqu'une étoile évolue vers la phase géante lumineuse, un mouvement violent (convection) s'installe, le gaz dans l'atmosphère stellaire supérieure entre en contact avec le gaz intérieur chaud dans lequel tout le béryllium a été détruit et la teneur initiale en béryllium dans l'atmosphère stellaire est ainsi considérablement dilué. Pour utiliser l'horloge Béryllium, il est donc nécessaire de mesurer le contenu de cet élément dans des étoiles moins massives et moins évoluées de l'amas globulaire. Et ces soi-disant «étoiles de désactivation (TO)» sont intrinsèquement faibles.
En fait, le problème technique à surmonter est triple: premièrement, tous les amas globulaires sont assez éloignés et comme les étoiles à mesurer sont intrinsèquement faibles, elles apparaissent assez faibles dans le ciel. Même dans NGC6397, le deuxième amas globulaire le plus proche, les étoiles TO ont une magnitude visuelle d'environ 16, soit 10000 fois plus faible que l'étoile la plus faible visible à l'œil nu. Deuxièmement, il n'y a que deux signatures de béryllium (raies spectrales) visibles dans le spectre stellaire et comme ces vieilles étoiles contiennent relativement peu de béryllium, ces raies sont très faibles, surtout par rapport aux raies spectrales voisines d'autres éléments. Et troisièmement, les deux raies de béryllium sont situées dans une région spectrale peu explorée à la longueur d'onde 313 nm, c'est-à-dire dans la partie ultraviolette du spectre qui est fortement affectée par l'absorption dans l'atmosphère terrestre près de la coupure à 300 nm, en dessous de laquelle les observations au sol ne sont plus possibles.
Il n'est donc pas étonnant que de telles observations n'aient jamais été faites auparavant, les difficultés techniques étant tout simplement insurmontables.
VLT et UVES font le travail
En utilisant le spectromètre UVES hautes performances du télescope Kuyen de 8,2 m du Very Large Telescope de l'ESO à l'Observatoire de Paranal (Chili) qui est particulièrement sensible à la lumière ultraviolette, une équipe d'ESO et d'astronomes italiens [1] a réussi à obtenir le premier fiable mesures de la teneur en Béryllium dans deux étoiles TO (notées «A0228» et «A2111») dans l'amas globulaire NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). Situé à une distance d'environ 7 200 années-lumière en direction d'un riche champ stellaire dans la constellation sud Ara, il est l'un des deux amas stellaires les plus proches de ce type; l'autre est Messier 4.
Les observations ont été effectuées pendant plusieurs nuits au cours de 2003. Totalisant plus de 10 heures d'exposition sur chacune des étoiles de 16e magnitude, elles ont poussé le VLT et l'UVES vers la limite technique. Réfléchissant aux progrès technologiques, le chef de l’équipe, l’astronome Luca Pasquini, est ravi: «Il y a quelques années à peine, une telle observation aurait été impossible et serait restée le rêve d’un astronome!»
Les spectres résultants (PR Photo 23c / 04) des étoiles pâles montrent les faibles signatures des ions Béryllium (Be II). La comparaison du spectre observé avec une série de spectres synthétiques avec différentes teneurs en Béryllium (en astrophysique: «abondance») a permis aux astronomes de trouver le meilleur ajustement et ainsi de mesurer la très petite quantité de Béryllium dans ces étoiles: pour chaque atome de Béryllium il y a environ 2 224 000 000 000 d'atomes d'hydrogène.
Des raies de béryllium sont également observées dans une autre étoile du même type que ces étoiles, HD 218052, cf. Photo PR 23c / 04. Cependant, il n'est pas membre d'un cluster et son âge est de loin moins connu que celui des étoiles du cluster. Sa teneur en béryllium est assez similaire à celle des étoiles de l'amas, indiquant que cette étoile de champ est née à peu près en même temps que l'amas.
Du Big Bang à nos jours
Selon les meilleures théories actuelles de la spallation, la quantité mesurée de béryllium doit s'être accumulée au cours de 200 à 300 millions d'années. L'astronome italien Daniele Galli, un autre membre de l'équipe, fait le calcul: «Alors maintenant, nous savons que l'âge de la Voie lactée est bien plus que l'âge de cet amas globulaire - notre galaxie doit donc être de 13 600? 800 millions d'années. C'est la première fois que nous obtenons une détermination indépendante de cette valeur fondamentale! ».
Dans les incertitudes données, ce nombre correspond également très bien à l'estimation actuelle de l'âge de l'Univers, 13 700 millions d'années, soit le temps écoulé depuis le Big Bang. Il semble donc que la première génération d'étoiles dans la galaxie de la Voie lactée se soit formée à peu près au moment de la fin du «Dark Ages», qui se situerait aujourd'hui quelque 200 millions d'années après le Big Bang.
Il semblerait que le système dans lequel nous vivons soit en effet l'un des membres «fondateurs» de la population des galaxies de l'Univers.
Plus d'information
La recherche présentée dans ce communiqué de presse est discutée dans un article intitulé «Soyez dans les étoiles de NGC 6397: spallation précoce de la galaxie, cosmochronologie et formation de grappes» par L. Pasquini et co-auteurs qui seront publiés dans la revue de recherche européenne «Astronomie et astrophysique» (astro-ph / 0407524).
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
