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Les plus vieilles étoiles de la Galaxie

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

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 son énergie (rayonnement), 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.

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 (~13.8 milliards d'années). 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 les doigts d'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.

L'étoile HE 0107-5240 (Mv. 15.86) photographiée grâce au VLT.

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 1/250000eme 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 de l'Observatoire McDonald de l'Université du Texas à Austin 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, éternelle seconde

En 2007, Anna Frebel et son équipe récidivèrent et découvrirent HE 1523-0901. Ainsi que nous l'avons évoqué, ils ne l'ont pas réellement découverte car elle était déjà répertoriée depuis longtemps dans les catalogues stellaires dont le HE (Hamburg-ESO Survey), 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 deuxième plus vieille étoile de la Galaxie !

L'étoile HE 1523-091 photographiée depuis la Grèce par A.Ayiomamitis le 13 mai 2007 au foyer d'une lunette AP de 160 mm f/7.5 EDF. Image CCD LRGB exposée 30 min.

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.

Profil spectral de l'étoile HE 1523-0901 autour de la raie d'absorption de l'Uranium (U II). La ligne bleue pointillée correspond au processus R solaire de l'abondance U en absence de décroissance de U. Document A.Frebel et al., ApJ Letters, Vol 660, L117-L120, 2007.

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 t1/2 = (ln 2)/λ, avec λ = 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 des 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 soit 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.

Au-dessus, abondances des éléments à capture de neutrons dans l'étoile HE 1523-0901 comparées à celles du processus R solaire mis à l'échelle (Burris et al., 2000). En-dessous, les valeurs résiduelles de la différence des abondances des éléments Z>56 pour HE 1523-0901 et pour le processus r solaire; ils sont très similaires. Document A.Frebel et al., ApJ Letters, Vol 660, L117-L120, 2007.

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 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" ?

Selon Anna Frebel, "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 2eme ou de la 3eme 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 chaudes et 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 conclut sereinement, "il reste certainement beaucoup de questions sans réponse, mais nous travaillons dur pour essayer d'y répondre".

L'étude de HE 1523-0901 fut publiée dans les "Astrophysical Journal Letters", dans lesquelles les auteurs discutent également de quel type d'étoile il s'agirait. Vous pouvez également consulter le résumé sur ArXiv.

Je remercie Anna Frebel de l'Université du Texas pour ses informations complémentaires.

HD 140283, Mathusalem, la doyenne des étoiles

Mathusalem, HD 140283, est une étoile qui brille à la magnitude apparente de 7.22 dans la constellation de la balance, précisément aux coordonnées équatoriales A.D.: 15h 43m 3.10s, Déc.: -10° 56' 00.6". Elle se situe entre les constellations du Scorpion et de la Vierge.

Les astronomes connaissent cette étoile depuis plus de cent ans du fait qu'il s'agit d'une étoile errante se déplaçant assez rapidement sur le fond étoilé. En effet, l'étoile se déplace à environ 360 km/s soit 1.3 millions de km/h, parcourant l'équivalent de la pleine Lune (30' d'arc) en 1500 ans. Sa vitesse radiale (la vitesse à laquelle elle se déplace par rapport au Soleil) est de 169 km/s.

Localisation de l'étoile Mathusalem, HD 140283, dans la constellation de la Balance (entre le Scorpion et la Vierge). Documents T.Lombry et DSS/STScI/AURA, Palomar/Caltech, UKSTU/AAO.

Selon les scientifiques, Mathusalem se dirige vers le halo Galactique en suivant une grande boucle autour de la Galaxie. Cette orbite particulière est typique d'une étoile capturée. Elle est probablement née dans une galaxie naine qui fusionna avec la Voie Lactée il y a plus de 12 milliards d'années.

Les premières estimations donnèrent à Mathusalem un âge de 16 milliards d'années mais à l'époque (avant les missions de COBE, WMAP et Planck), en fonction des paramètres cosmologiques, les astronomes donnaient à l'univers observable un âge qui pouvait atteindre 18 ou 20 milliards d'années.

Les nouvelles données recueillies par la mission Planck en 2015 et de nouvelles mesures astrométriques ont permis de revoir et d'affiner ce grand âge incompatible avec l'âge de l'Univers observable estimé à 13.799 ±0.038 milliards d'années.

En 2013, grâce aux moyens interférométriques du Télescope Spatial Hubble (les " Fine Guidance Sensors" ou FGS), Howard E. Bond et son équipe du STScI ont réussi à mesurer précisément la parallaxe de Mathusalem : 17.15 ±0.14 mas (à titre de comparaison, la parallaxe de Proxima du Centaure est de 772 mas). A partir de cette valeur et de ses paramètres physico-chimiques comme sa magnitude apparente, sa brillance, son taux de fusion, sa composition et sa structure interne, ils ont pu déterminer sa distance à 190.1 ±1.5 années-lumière et calculer son âge : 14.46 ±0.8 milliards d'années.

Bond et ses collègues détiennent donc le record : HD 140283 est la doyenne des étoiles !

Bien évidemment, l'incertitude de 800 millions d'années est essentielle car cela rend son âge compatible avec l'âge de l'Univers observable. Si on considère la valeur limite inférieure, Mathusalem serait âgée d'au moins 13.66 milliards d'années et se serait donc formée à peine 140000 ans après le Big Bang, ce qui est excessivement précoce.

C'est le rapport d'abondance [O/H] = -1.67 relativement élevé (négatif) et accessoirement le rapport [Fe/H] = -2.40 qui ont permis de revoir son âge à la baisse. Mathusalem est extrêmement déficiente en métaux, avec une abondance 250 fois inférieure à celle du Soleil.

Avec une magnitude absolue de +3.377 et une température effective de 5777 ±55 K, dans le diagramme de Herzsprung-Russel, elle se situe un peu plus haut et à droite du Soleil, parmi les étoiles sous-géantes de classe spectrale G2. Mathusalem présente un rayon de 1.4 R, une luminosité de 3.83 L et une vitesse de rotation ≤ 3.9 km/s. Cette étoile est un membre typique de la Population II contrairement au Soleil qui appartient à la Population I.

L'étude de HD 140283 fut publiée en 2013 dans les "Astrophysical Journal Letters". Vous pouvez également consulter le résumé sur ArXiv.

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