Une nouvelle façon d’étudier le gaz de formation d’étoiles dans l’Univers primitif

Dimanche 23 janvier 2022
Astrophysique : En combinant des observations d’étoiles explosives et des observations de galaxies, des astronomes du Cosmic Dawn Center ont trouvé une nouvelle façon d’estimer la quantité de gaz froid, autrement invisible, dans certaines des premières galaxies - gaz qui finira par se condenser et commencer à former des étoiles.
Une étoile qui explose dans une galaxie sous la forme d’un sursaut gamma. Ces explosions se produisent généralement au centre ou dans les régions les plus brillantes de la galaxie hôte, ce qui donne aux astronomes une brève occasion d’étudier le gaz de la galaxie traversé par le flash. (crédit : Heintz et al. 2021).

Pour qu’une galaxie puisse former des étoiles, elle doit contenir une quantité suffisante de gaz froid — si le gaz n’est pas froid, il ne peut pas s’agglomérer suffisamment pour s’effondrer en étoiles. Pour savoir si une galaxie est capable ou non de former des étoiles, il faut donc rechercher le gaz froid et neutre, dont le composant le plus important est de loin l’hydrogène neutre.

Cependant, les atomes d’hydrogène neutre sont généralement assez difficiles à détecter à grande distance et donc — parce qu’une grande distance implique de remonter plus loin dans le temps — aux premières époques de l’histoire de l’Univers.

Pour les galaxies individuelles, avec la technologie disponible, nous pouvons détecter l’hydrogène atomique jusqu’à l’époque où l’Univers avait environ 9 milliards d’années, soit les 2/3 de son âge actuel. En observant la lumière combinée de grands ensembles de galaxies, nous pouvons remonter un peu plus loin, jusqu’à l’époque où l’Univers avait 6 milliards d’années. Bien sûr, cela a pour conséquence de ne pouvoir sonder les galaxies qu’au sens statistique, puisque nous perdons les informations sur les galaxies individuelles.

L’hydrogène par procuration

Des limitations similaires sont constatées pour l’hydrogène moléculaire. La solution à ce problème a été de trouver un « traceur » approprié, c’est-à-dire l’émission d’une autre molécule qui représente la même phase gazeuse, mais qui est beaucoup plus brillante et donc détectable à de plus grandes distances.

Le monoxyde de carbone (CO) est un choix fréquent et a été utilisé avec beaucoup de succès comme traceur pour la composante totale du gaz moléculaire. L’inconvénient de cette solution, cependant, est que le facteur exact utilisé pour convertir le carbone observé en hydrogène souhaité est quelque peu incertain, en fonction de plusieurs caractéristiques externes.

Mais dans une nouvelle étude basée sur les étoiles en explosion, Kasper E. Heinz, post-doctorant du réseau DAWN, et ses collaborateurs, dont la plupart sont des co-DAWN, proposent maintenant un traceur similaire pour l’hydrogène atomique.

Explosions cosmiques

Les étoiles les plus massives terminent leur vie dans de magnifiques explosions qui éclipsent temporairement leur galaxie hôte et les rendent visibles dans la majeure partie de l’Univers observable. Les plus violentes d’entre elles sont les sursauts gamma, qui annoncent la mort d’une étoile plus de 30 fois plus massive que notre Soleil, qui s’effondre et forme un trou noir.

Les sursauts gamma se produisent généralement au centre de leur galaxie hôte. Pendant un bref instant, ils illuminent donc le gaz, la poussière et les métaux de ces galaxies, constituant un phare cosmique qui révèle les constituants de la galaxie.

Un sursaut gamma explose dans une galaxie. Au fur et à mesure que sa lumière traverse les nuages gazeux de sa galaxie hôte, le spectre subit de plus en plus d’absorption, comme on le voit sur les graphiques du haut. En mesurant la position et la profondeur exactes de ces lignes d’absorption, les astronomes peuvent calculer exactement la quantité des différents atomes et molécules le long de la ligne de visée (illustration : Peter Laursen).

Comme pour l’hydrogène moléculaire, Kasper E. Heintz et ses collaborateurs ont pu trouver un traceur utile de l’hydrogène atomique neutre. Ce traceur est le carbone ionisé, c’est-à-dire des atomes de carbone qui ont perdu un de leurs électrons. Les ions de carbone sont excités par la lumière du sursaut gamma de fond lumineux, et le gaz intervenant laisse ainsi une empreinte d’absorption unique dans son spectre.

En se basant sur les observations des sursauts gamma réalisées avec le Very Large Telescope au Chili, l’équipe a pu mesurer avec précision l’abondance des ions carbone dans cet état excité, qui finiront par se désintégrer et produire une forte émission lumineuse. En comparant cette abondance à celle de l’hydrogène atomique, ils ont pu déduire directement la quantité de gaz atomique neutre associée au carbone ionisé.

En d’autres termes, Heintz et ses coauteurs ont démontré qu’il était possible de déduire la quantité de l’insaisissable hydrogène neutre à partir des observations du carbone, plus facile à traiter.

Le gaz dans les galaxies lointaines

À l’aide de cet étalonnage précis, l’équipe a rassemblé un vaste ensemble d’observations prises avec le grand réseau millimétrique d’Atacama de galaxies émettant la même transition particulière de carbone ionisé. En mesurant la quantité totale de lumière produite par cette transition, ils ont pu déduire le réservoir absolu de gaz atomique correspondant de la galaxie, même pour des galaxies remontant à environ 13 milliards d’années, lorsque l’Univers avait moins de 10 % de son âge actuel.

Ces travaux donnent un premier aperçu des composants invisibles de gaz neutre des galaxies dans l’univers lointain, des résultats qui contribueront grandement à notre recensement global de la formation et de l’évolution des galaxies.

Les résultats viennent d’être publiés dans l’Astrophysical Journal : Heintz et al. 2021, « Measuring the H i Content of Individual Galaxies Out to the Epoch of Reionization with [C II] » (Mesure du contenu en H i des galaxies individuelles jusqu’à l’époque de la réionisation avec [C II]).

((Traduction totalement bénévole sans retombées économiques pour ce site))

Voir en ligne : A novel way of investigating star-forming gas in the early Universe