Les plus vieilles étoiles de la Galaxie Une histoire d'atomes crochus Sans être anthropocentrique, les étoiles et les être humains ont des atomes crochus, non seulement dans leur ascendance cosmique commune évidente - nous sommes tous des poussières d'étoiles n'en conviennent à certaines sectes - mais nos styles de vie respectifs sont comparables jusqu'à un certain point. En effet, comme les hommes, les étoiles peuvent vivre assez longtemps, même très longtemps, tout dépendant en fait de leur masse initiale sur la Séquence principale et de leur composition chimique qui vont conditionner leur évolution, en particulier la stabilité du régime des réactions nucléaires qui se déroulent dans leur noyau. Selon son embonpoint (masse) et sa fougue (énergie libérée), une étoile peut vivre entre quelque centaines de millions d'années (supergéante, Population III, etc) et plus de dix milliards d'années pour les plus petites, les plus économes (naines). A la fin de leur vie, comme les hommes, beaucoup d'étoiles s'écartent des lieux fréquentés par la jeunesse et se rassemblent dans des seniories et autres clubs fermés que sont les amas globulaires, le noyau ainsi que les bras extérieurs des galaxies où elles finissent par s'éteindre à petit feu à l'abri des regards indiscrets.

Le noyau de l'amas globulaire M15. L'image couvre un champ de 9"x9". Document STSCI.

Enfin, si nous ramenons l'évolution stellaire à l'échelle humaine, il existe également quelques étoiles "centenaires". Elles vivent parcimonieusement avec leur maigres ressources mais vivent bien et durant... plus de 13 milliards d'années ! Elles sont presque aussi vieilles que l'Univers sachant qu'il aurait débuté voici quelque 13.7 milliards d'années aux dernières estimations. On comprendra dans ces conditions que pouvoir étudier de telles étoiles est un privilège pour les astronomes qui peut les conduire tout droit sur la voie de l'explication ultime de l'évolution stellaire. Malheureusement, nous allons constater que ces étoiles très âgées sont également très rares et se comptent encore aujourd'hui sur une main.

Premières découvertes

Au cours des études spectrométriques des étoiles du ciel austral entamées dans les années 1990, notamment dans le cadre du projet Hamburg/ESO Survey, les astronomes ont répertorié plus de 8000 étoiles intéressantes pour divers travaux d'études dont 1777 étoiles brillantes, pauvres en éléments lourds dont le spectre était partiellement saturé.

En étudiant ces étoiles, les astrophysiciens espéraient identifier quelques unes parmi les étoiles de la première, deuxième voire troisième génération formée juste après le Big Bang. Leur "bonne étoile" a été confirmée quelques années plus tard.

En effet, en octobre 2002, l'Allemand Norbert Christlieb et son équipe découvrirent HE 0107-5240, une étoile d'une magnitude apparente de 15.86 située à 36000 années-lumière dans la constellation du Phénix (près d'Eridan). Analysée au spectrographe, cette étoile ne contenait virtuellement que de l'hydrogène et de l'hélium; sa métallicité (proportion d'éléments plus lourds que l'hélium, cf la vie des étoiles) [Fe/H] = -5.4 ±0.2, elle ne dépasse pas 1/250000e de la quantité mesurée dans l'atmosphère du Soleil. On en déduisit qu'elle était âgée de plus 13 milliards d'années. Cette découverte a créé l'événement dans la petite communauté des astronomes, peu habitée à cotoyer des étoiles aussi "pures" et aussi vieilles.

En mars 2005, l'Américaine Anna Frebel et son équipe découvrirent HE 1327-2326, une étoile d'une magnitude apparente de 13.5 située à 5000 années-lumière dans la constellation de l'Hydre. Il s'agit d'une sous-géante ou d'une naine de la Séquence principale tout aussi pauvre en éléments lourds avec une métallicité [Fe/H] = -5.45. Son âge fut estimé à 12 milliards d'années. Et les découvertes se succèdent.

HE 1523-0901, la doyenne des étoiles

Voici qu'en 2007, Anna Frebel de l'Observatoire McDonald de l'Université du Texas à Austin et son équipe récidivèrent et découvrirent HE 1523-0901. Ainsi que nous l'avons évoqué, ils ne l'on pas réellement découverte car elle était déjà répertoriée depuis longtemps dans les catalogues stellaires dont le HE, mais c'est la première fois qu'elle fut analysée en détail et son âge estimé avec précision.

Leur étude a conclu que cette étoile est âgée de 13.2 milliards d'années, elle est donc presque aussi vieille que l'Univers ! Frebel et ses collègues détiennent leur record, HE 1523-0901 est la "doyenne" des étoiles de la Galaxie !

Localisation et paramètres

HE 1523-0901 est une étoile jaune-orangée qui se situe à 7500 années-lumière dans la constellation de la Balance (A.D.=15h26m01.2s, Décl. -09°11'38", époque J2000). Elle brille à la magnitude 11.1. C'est une étoile géante rouge de classe spectrale G. Rappelons de suite que ce type spectral est significatif pour des étoiles présentant des métallicités solaires, car la classification spectrale est basée sur des paramètres qui se modifient lorsque la métallicité diminue (voir plus bas). Malgré tout, nous considérons que cette étoile est de type G. Sa température effective est de 4650 K pour une masse oscillant entre 0.7 et 0.8 M_¤. Plus froide, plus légère mais plus volumineuse que le Soleil, elle n'en est pas moins une géante dans tous les sens du terme.

Pour les amateurs que cela intéresse, cette constellation culmine en plein Sud le 1 mai vers minuit, l'étoile se situant au sud de la Vierge, 9° sous l'équateur céleste. Une photographie de cette étoile est présentée à droite.

HE 1523-0901 est un véritable "fossile stellaire". Par "fossile" il ne faut pas entendre une étoile mourante ou même morte mais simplement une très vieille étoile toujours active. Selon l'ESO, « cette étoile a clairement dû se former très tôt dans l'existence de notre Galaxie qui, elle-même, a dû se former très peu de temps après le Big Bang. »

Comment détermine-t-on l'âge d'une étoile ? 

Selon Anna Frebel, « étonnement, il est très difficile de déterminer l'âge d'une étoile bien qu'on puisse généralement déduire que les étoiles chimiquement primitives sont très vieilles. » De telles étoiles ont dû se former avant toutes les générations d'étoiles qui ont enrichi notre Galaxie.

Les astronomes peuvent uniquement calculer l'âge des très vieilles étoiles contenant d'énormes quantités de certains éléments lourds présents dans leur photosphère. Selon Frebel, « Il faut pouvoir y mesurer très précisément l'abondance de matériaux radioactifs, comme l'uranium et le thorium, un peu à la manière des archéologues qui utilisent la teneur en carbone-14 pour donner un âge à des objets anciens. » Toutefois, précise Frebel, "très peu d'étoiles présentent des éléments radioactifs. Je m'intéresse à un sous-groupe très rare d'étoiles de ce type. Je cherche une aiguille dans une botte de foin, vraiment. »

La découverte d'uranium dans une étoile est très intéressante car cet élément sert effectivement de "chronomètre" astronomique. Avec une demi-vie ou période de 4.5 milliards d'années, il constitue une "horloge" plus précise que le thorium dont la demi-vie de 14 milliards d'années est actuellement plus longue que l'âge de l'univers.

Mais, me demanderez-vous, sachant qu'au bout de 4.5 milliards d'années il reste 50% de la quantité d'uranium initial (loi de décroissance), comment savoir dans un échantillon quelconque quelle était la quantité totale d'uranium au départ ? Il suffit d'appliquer cette loi de décroissance dans laquelle la période t_1/2 = (ln 2)/l, avec l = 0,1552 x 10^-9 désintégrations par atome et par an. Grâce à cette règle on peut donc facilement remonter le temps.

Mais les astronomes ont également besoin d'autres radioéléments que l'uranium ou le thorium pour dater l'âge d'une étoile. Chaque élément radioactif découvert doit être rattaché à un autre élément de l'étoile afin de calculer leur proportion. Heureusement, ainsi que nous allons le découvrir, HE 1523-0901 contient de nombreux autres éléments que l'on peut utiliser comme "chronomètre".

Procédure de recherche

Comment HE 1523-0901 fut-elle choisie parmi les milliards d'étoiles que compte la Voie Lactée ? Frebel avoue que c'était une "découverte fortuite bien informée", une hypothèse de travail fondée comme elle la qualifie : « an informed serendipity  ». Elle recherchait un échantillon de vieilles étoiles à étudier pour sa thèse de PhD à l'époque où elle était étudiante à l'Australian National University, et reconnut immédiatement  les implications du spectre extraordinaire de cette étoile après l'avoir analysé avec le VLT : « Quand vous essayez de découvrir quelque chose, vous ne savez jamais ce que vous allez découvrir. Vous espérez trouver des objets intéressants. En fonction de ce que vous trouvez, vous vous orientez dans cette direction. »

Le premier recensement stellaire avait donc indiqué que HE 1523-0901 était une étoile intrinsèquement peu lumineuse et peu massive. Pour un astrophysicien, ces seules caractéristiques indiquaient déjà qu'elle pouvait vivre très longtemps. En découvrant qu'elle contenait des radioéléments, elle représentait un très bon candidat à étudier avec les plus grands télescopes.

Les astronomes ont donc équipé le VLT avec de spectroscopes optique et UV (UVES) pour analyser la lumière de cette étoile. Pour déterminer son âge ils avaient besoin d'identifier dans le spectre de l'étoile les raies d'absorptions de métaux lourds afin de calculer leur abondance relative et en déduire la durée d'existence de l'étoile. Mais bien que l'étoile est relativement brillante au télescope, il est difficile d'enregistrer les raies spectrales en haute résolution car elles demeurent sombres et très fines. Le temps d'intégration total des prises de vue UV qui furent réparties sur plusieurs séances a duré 7.5 heures.

Résultats des mesures

Après analyse du profil spectral, en étudiant l'état d'excitation et la concentration des différents éléments métalliques, Frebel et son équipe ont découvert plusieurs particularités qui allaient confirmer leur intuition. 

Cette étoile présente une faible métallicité avec un rapport [Fe/H] = -2.95, c'est-à-dire près de 900 fois inférieur à celui du Soleil. En revanche, les éléments créés au cours du "processus R" (ou "r-process", "r" pour rapide, il s'agit d'un processus de capture de neutrons par des nucléons radioactifs denses portés à haute température) sont surabondants avec un rapport [r/Fe] = 1.8. Quant aux éléments lourds (Z>56 donc plus lourds que le fer) impliqués dans les processus R, leur abondance est similaire à celle trouvée dans le Soleil, les deux étoiles ayant presque la même classe spectrale (voir tableau ci-joint).

Les astronomes ont identifié une raie de l'uranium (U) dans le spectre visible à 3859.57 A. Ils ont ensuite découvert du thorium (Th), élément radioactif (actinide) ainsi que des éléments "métalliques" du groupe des terres rares (lanthanides) et des platines très recherchés comme l'europium (Eu), l'osmium (Os) et l'iridium (Ir). Sachant que les éléments augmentent leur masse en capturant des neutrons (et des protons) au cours des réactions nucléaires et que les éléments radioactifs se transmutent au fil du temps jusqu'à devenir stable, c'est le calcul des rapports d'abondances entre U/Th, U/Ir, Th/Eu et Th/Os qui a permis de dater l'âge de l'étoile avec précision.

Frebel et son équipe nous précisent que « c'est la première fois que des astronomes purent utiliser trois chronomètres dans une même étoile : Th/r, U/r et U/Th et que c'est également la première "étoile à uranium" qu'on découvre » En fait, de l'uranium fut déjà découvert dans deux autres étoiles mais l'analyse de leurs raies ne permit pas d'en déduire leur âge.

Les Populations d'étoiles

Les résultats des mesures de métallicité et du processus R confirment que HE 1523-0901 serait une étoile appartenant à la "vieille Population II", similaire aux étoiles qu'on trouve généralement dans le halo des galaxies et dans les amas globulaires. Mais comment cette étoile eut le temps de se former à peine 400000 ans avec le Big Bang ? D'où viennent ses éléments métalliques ? Et que deviennent les toutes premières étoiles, dites de "Population III" ?

Anna Frebel de confirmer : « Oui, la Population III n'existe qu'en théorique actuellement »; nous n'avons pas encore découvert d'étoiles de cette famille. Et de rappeler, « HE 1523-0901 est une étoile de la 2^eme ou de la 3^eme génération. Toutes les premières étoiles (Population III) ont une durée de vie très courte (quelques centaines de millions d'années tout au plus) car elles sont très massives (~100 M_¤) ». En effet, très instables, ces étoiles de la toute première génération ont rapidement explosé, libérant leurs constituants dans l'espace, enrichissant ainsi le milieu interstellaire en éléments lourds (éléments plus lourds que l'hélium et en particulier de métaux). C'est ainsi que le Soleil contient 2% d'éléments lourds (métallicité [Fe/H] = 0.02). La photosphère solaire contient par exemple du fer alors qu'il ne l'a pas encore fabriqué et ne le produira pas avant la fin de sa vie, dans 5 milliards d'années. Seule explication, comme HE 1523-0901, le Soleil a accumulé ce fer au cours de sa formation, élément qui était déjà présent dans l'espace suite à l'explosion antérieure d'une étoile.

Anna Frebel de conclure sereinement, « il reste certainement beaucoup de questions sans réponse, mais nous travaillons dur pour essayer d'y répondre ».

Cette découverte de premier plan va aider les astrophysiciens à mieux comprendre l'évolution stellaire et notamment des toutes premières étoiles de la Galaxie. L'étude de HE 1523-0901 fut publiée dans la revue "Astrophysical Journal", dans laquelle les auteurs discutent également de quel type d'étoile il s'agirait. Vous pouvez également consulter le résumé sur Arxiv.

Note. Cet article contient des informations recueillies directement par l'auteur auprès du Dr Anna Frebel.

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