Les premières étoiles titanesques ?

[Divos]

Bonjour

Je me demandais si il y avait une taille théorique limite pouvant être atteint par une étoile. Dans les différents documentaires que j'ai pu voir, les scientifiques on encore beaucoup de mal à expliquer la présence aussi précoce des troue noirs super massifs. La galaxie la plus éloignée découverte est à 13 milliards d'années et si elle abrite un troue noir en son centre il n'est s'en doute pas très âgés malgré sa grande taille. Je me demandais donc si il était possible que suite au big-bang des étoiles de plusieurs milliers/millions masses solaires ce soient créées. Si on a une quantité quasi-infini de gaz d'une concentration continue, je suppose qu'il y a une limite théorique à la dimensions qu'elles peuvent atteindre avant de s'écraser sur elles mêmes ou qu'elles ne soient plus capables d'aller chercher d'avantages gaz .
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[Gloubiscrapule]

Ce qui limite la taille des étoiles c'est la présence de métaux (éléments plus lourd que l'hélium). Les métaux se forment justement dans les étoiles. Donc les premières étoiles à se former, dites de population III, était donc composées seulement d'hydrogène et d'hélium, ce qui laisse penser qu'elles étaient très massives, jusqu'à 1000 masses solaires.
Cela peut servir de bases aux trous noirs supermassifs.

Si les métaux influent la masse des étoiles, c'est par leur capacité de refroidissement du gaz. Et ce sont toujours des zones un peu plus denses qui se refroidissent en premier, et s'amplifient par instabilité. C'est ce qu'on appelle la fragmentation. Donc plus le gaz peut se refroidir, plus il se fragmente en fragments petits.
La présence de H2 ou de HD, peut aussi refroidir sans faire appel aux métaux. La thèse des premières étoiles supermassives, n'est pas vraiment prouvé, vu qu'on a pas d'observations à l'heure actuelle de cette époque. On ne peut faire que des modèles...

[Geb]

Bonsoir,

La présence de H2 ou de HD, peut aussi refroidir sans faire appel aux métaux. La thèse des premières étoiles supermassives, n'est pas vraiment prouvé, vu qu'on a pas d'observations à l'heure actuelle de cette époque. On ne peut faire que des modèles...

Calvert et moi en avions discuté dans une autre discussion : http://forums.futura-sciences.com/as...-galaxies.html

La masse maximale, elle, dépend seulement de la métallicité. Au début la métallicité est faible, donc on pense qu'il devait y avoir des grosses étoiles, genre 1000 masse solaire. Ces étoiles formeraient des gros trous noirs qui serviraient de base aux trous noirs supermassifs. Mais on est de moins en moins sur que les premières étoiles (dites de génération III) étaient aussi massives.

Depuis quand (et sur quelle base) est-on de moins en moins sûr que les premières étoiles étaient d'une masse inférieure à 1000 masses solaires ? Cela a-t-il un rapport avec les recherches sur le béryllium et le bore qui auraient pu se former durant la nucléosynthèse primordiale ?

Non. Il y a une dizaine d'année, on pensait que des étoiles très massives pouvaient se former, parce que pour fragmenter efficacement une nuage de gaz, il faut pouvoir le refroidir, et on pensait qu'un environnement non-métallique était très mauvais dans ce domaine. Des avancées plus récentes ont montré qu'il existait malgré tout de moyen de refroidir relativement efficacement un gaz à basse métallicité, et la masse maximale de ces étoiles a donc été revue à la baisse (massif, mais pas autant qu'on pensait).

À ma connaissance, le rôle de l'hydrogène moléculaire a été avancé au moins depuis 1984 (voir ici) et depuis 1992, on pense même que des 254 isotopes stables connus, au moins 9 pourraient avoir été formés dès la nucléosynthèse primordiale (¹H, ²H, ³He, ⁴He, ⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B, ¹¹B), contrairement à ce qu'on avait avancé en 1970 (voir ici).

A-t-on déjà exploré un éventuel rôle de ces isotopes "lourds" dans la formation des premières étoiles ?

A ma connaissance, une des molécules ayant contribué à l'abaissement de la masse des étoiles de population III est HD. Il s'avère que c'est un refroidisseur efficace. Pour les autres éléments, je ne saurais dire. Comme ils ne sont présents qu'à l'état de trace, je ne sais pas si ils peuvent jouer un rôle significatif au côté de H2 et HD. Il faudrait un peu fouiller dans la littérature récente.

Une rapide recherche me mène par exemple à:

Whalen 2012, qui est une micro-revue récente, et qui semble indiquer que la situation n'est pas claire (), avec des groupes qui avancent même des masses typiques de l'ordre de 40 Msol...

Merci pour le lien. Je viens d'en terminer la lecture.

Il mentionne tout de même deux techniques qui pourraient permettre de contraindre la masse des étoiles de population III :

- par l’observation directe de leurs supernovae,
- par l’estimation de leur rendement nucléosynthétique en mesurant les abondances chimiques dans les anciennes étoiles pauvres en métal dans le halo galactique.

Il indique également qu'on pourrait avoir des données observationnelles avec le James Webb Space Telescope (JWST), le Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) ou le Square Kilometer Array (SKA).

En outre, l'idée exprimée en ces termes :

Computer models of ionizing UV breakout in the final stages of Pop III protostellar disks have also found that the I-front of the nascent star exits the disk in bipolar outflows that terminate accretion onto the star and mostly evaporate the disk by the time the star reaches ~ 40 M⊙ (Hosokawa et al., 2011).

C'est-à-dire que le rayonnement UV ionisant empêcherait la croissance de l'étoile ne date pas d'hier. J'ai lu des publications datées de 1966 qui la mentionne déjà, avec des masses maximales estimées de ~60 M⊙. C'est étonnant qu'on en revienne à ces considérations anciennes après être passé par des considérations théoriques avec des masses maximales de ~300 M⊙.

J'ai trouvé un autre papier (publié dans Nature) qui je crois à un intérêt pour le sujet de ce fil. Voilà le brouillon sur arXiv :

The signature of the first stars in atomic hydrogen at redshift 20

Il explore avec des simulations l'hypothèse récente que les premières étoiles se seraient formées en grand nombre au sein d'un réseau d'amas pré-galactiques d'environ un million de masses solaires chacun ~180 millions d'années après le Big Bang.

Un communiqué de presse au sujet du papier susmentionné :

Cosmic Web of the First Stars unveiled at Liverpool Conference

Il se pourrait que la fusion de trous noirs formés par les étoiles massives en fin de vie implique déjà des trous noirs de plusieurs milliers (voire plus) de masses solaires dès ~200 millions d'années après le Big Bang.

Disons, le sujet est globalement loin d'être compris. Deux points qui me viennent à l'esprit :

- la formation stellaire (particulièrement, la formation des étoiles massives) est encore mal comprise, même à métallicité solaire (ou sous-métallique, mais pas 0) où pourtant les observations existent (orion, cygne, les amas jeune des nuages de Magellan, par exemple la tarentule, ...). Du coup, les modèles à métallicité nulle sont au mieux une extrapolation de choses qui ne marchent que modérément à plus haute métallicité.

- les tests observationnels proposés sont certes intéressants, et en tout cas nécessaire. Mais il faut aussi garder à l'esprit que l'interprétation des observations reposent aussi principalement sur les modèles stellaires, qui possèdent une "petite" marge d'erreur (comme on a eu l'occasion d'en discuter sur un autre fil). Sans parler des modèles de SN, qui, à ma connaissance, refusent toujours d'exploser tout seul.

Le sujet des premières générations d'étoiles est extrêmement intéressant, mais il y a encore pas mal de boulot avant de pouvoir prétendre avoir un modèle plus ou moins unanime.

Cordialement.

[Divos]

Merci, c'est vraiment intéressant


Je comprend toujours un peu mal pourquoi la composition c'est aussi important. Je comprend que ça va jouer sur les réactions nucléaire de l'étoile a et donc sur leur tendance à exploser/implosion plus ou moins vite, mais qu'-est ce qui empêche une étoile d'âcreté d'avantage de matière si elle est disponible (les vents solaires) ?

[A voir en vidéo sur Futura]

[Geb]

Je comprend toujours un peu mal pourquoi la composition c'est aussi important.

Gloubiscrapule l'avait très bien expliqué ci-dessus. Je reprends donc ses propres termes :

Si les métaux influent la masse des étoiles, c'est par leur capacité de refroidissement du gaz. Et ce sont toujours des zones un peu plus denses qui se refroidissent en premier, et s'amplifient par instabilité. C'est ce qu'on appelle la fragmentation. Donc plus le gaz peut se refroidir, plus il se fragmente en fragments petits.
La présence de H2 ou de HD, peut aussi refroidir sans faire appel aux métaux.

Autrement dit, pour qu'un nuage d'hydrogène et d'hélium forme une étoile supermassive, il faut qu'il se contracte. Or, en se contractant, il s'échauffe, ce qui a pour effet de contrecarrer l'effondrement gravitationnel (et donc d'empêcher la formation de l'étoile).

À l'heure actuelle, on pense que ce paradoxe est résolu par la présence de molécules de monoxyde de carbone dans le nuages de gaz. En effet, en s'échauffant, la molécule de CO va rayonner de l'énergie infrarouge, ce qui aura pour effet de refroidir globalement le nuage de gaz (puisqu'il perd de l'énergie par ce moyen) qui pourra donc continuer de se contracter.

Le problème, c'est qu'à l'époque des premières étoiles, il n'y avait ni carbone, ni oxygène, pour former des molécules de CO. C'est ainsi que certains chercheurs pensent que la molécule qui pouvait refroidir un nuage de gaz (appelé aussi nuage moléculaire), c'est une molécule formée de 2 atomes d'hydrogène, ou encore, d'un atome d'hydrogène et un d'atome de deutérium.

C'est également la raison pour laquelle je m'étais intéressé aux quelques isotopes de lithium, de béryllium et de bore dont on pense qu'ils auraient pu se former également à cette époque (ma question était, auraient-ils pu remplir le rôle que le CO a actuellement ?).

Dans le cas des premières étoiles comme des étoiles actuels, plus le refroidissement est efficace, plus la masse maximale d'une étoile sera petite.

Cordialement.

[Calvert]

Salut !

On peut définir un rayon et une masse, appelés "rayon de Jeans" et "masse de Jeans":



et



avec et des facteurs numériques, k la constante de Boltzmann, T la température, le poids moléculaire moyen du milieu, m_u l'unité de masse atomique et la densité.

M_J est la masse maximale que l'on peut mettre dans un rayon R_J sans qu'il ne commence de s'effondrer sur lui même.

On voit que cette masse maximale dépend de la température: plus la température du milieu est élevée, plus cette masse est grande (on peut voir ça comme le fait qu'à température plus élevée, l'agitation des particules est plus élevées, donc la pression est plus élevée, et ça permet de mieux résister à l'effondrement gravitationnel).

De manière générale, le refroidissement dans les nuages est provoqué par principalement par des molécules et des poussières (qui rayonnent efficacement dans l'infrarouge). Or, celles-ci ne peuvent se former que si le milieu est à métallicité non-nulle (la chimie des poussières est complexes, mais nécessite souvent l'intervention de carbone).

Donc, si on a des poussières, le nuage peut se refroidir efficacement. La masse de Jeans est plus petite, on forme donc des fragments en effondrement plus petits. A métallicité nulle, pas de poussières, la température reste plus élevée, et donc la masse de Jeans est plus grande.

Ces dernières années, les spécialistes du domaines ont commencé de comprendre que des molécules comme HD pouvaient aussi contribuer significativement au refroidissement (et aussi à métallicité nulle), et donc, on est un peu revenu en arrière concernant la masse des étoiles de population III.

Edit: doublé par Geb, en passant.

[SK69202]

Récemment j'ai vu des infos sur un facteur négligé de croissance de la masse des étoiles: Les collisions des embryons (ou d'étoiles déjà formées) très massifs dans les amas.
En partant de nuage et d'embryons plus massifs, les collisions donnent des étoiles encore plus grosses.

Le point qui me chiffonne avec cette théorie, c'est la collision elle même de deux étoiles très massives, comment les cœurs parviennent à fusionner sans éclater ou s'effondrer.

@+

[Geb]

Bonjour,

SK69202, tu as une référence à ce sujet ? Parce qu'après une rapide recherche, je n'ai trouvé que des publications concernant la formation de trous noirs (et non d'une étoile encore plus massive) suite à la collision (théorique) d'étoiles massives dans un amas stellaire dense.

Sinon, ton message me fait penser à R136a, au sein de la Nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan. En 1981 (voir Cassinelli et al.), on pensait que c'était une étoile de 2500 masses solaires et dont le diamètre était 100 fois celui de notre étoile. Il a fallu attendre encore 4 ans (Weigelt & Baier, 1985) pour qu'on établisse qu'il s'agissait en fait d'un amas particulièrement dense d'étoiles très massives.

Le plus gros représentant de ce désormais célèbre amas, baptisé R136a1, fait encore 265 masses solaires (Crowther et al., 2010), mais il se pourrait qu'avec des observations plus précises, on se rende compte qu'il s'agit en réalité d'un système double, ou triple, ou quadruple, etc...

Cordialement.

[SK69202]

Je n'ai pas de lien direct, j'ai sans doute vu ça en premier ici. (avec la même référence que ton message)

Mais j'ai vu que c'était aussi la seule façon "facile" de former les étoiles qui explosent actuellement en supernova extrêmement lumineuse dont quelques spécimens ont été récemment observés (explosion par création de paires)

@+

[Geb]

Je n'ai pas de lien direct, j'ai sans doute vu ça en premier ici. (avec la même référence que ton message)

Merci beaucoup pour l'article !

Apparemment, il a été écrit le 18 août 2012 et un certain Sambaran Banerjee est co-auteur du papier qui a justifié l'écriture de l'article. À ma connaissance, le seul papier qui semble correspondre est ce dernier :

The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters (Banerjee et al., 2012)

Le papier en question a été mis en ligne le 3 août 2012 (soit 2 semaines avant l'article de Pour la Science) et Banerjee est un des co-auteurs. Cette publication parle également d'un papier précédent des mêmes auteurs (toujours disponible gratuitement) :

Runaway Massive Stars from R136: VFTS 682 is Very Likely a "Slow Runaway" (Banerjee et al., 2012)

Je vais prendre le temps de lire tout ça, qui à première vue m'a l'air particulièrement intéressant.

Cordialement.

[SK69202]

J'ai vu ça aussi sur des agrégateurs de news scientifique en anglais.
J'avais gardé ce lien,qui est hors sujet mais traite des collisions d'étoiles qui semblent plus fréquentes que ce que l'on pensait.

@+