UNE GALAXIE PRESQUE SANS CARBONE, 1 MILLIARD D'ANNÉES APRÈS LE BIG BANG

Juste après le Big Bang, la matière ordinaire n’était presque que de l’hydrogène et de l’hélium. Tous les éléments plus lourds — carbone, oxygène, fer — ont été fabriqués plus tard, au cœur des étoiles, puis dispersés par leurs explosions.

Cela compte pour la naissance des étoiles. Un nuage de gaz qui s’effondre chauffe en se contractant, et il doit évacuer cette chaleur pour se fragmenter en étoiles. Dans l’Univers d’aujourd’hui, ce sont surtout les ions de carbone et d’oxygène qui le refroidissent, et les nuages se morcellent en étoiles de toutes tailles, souvent plus petites que le Soleil. Sans ces éléments, les premiers nuages ne pouvaient se refroidir que grâce aux molécules d’hydrogène. Ils se cassaient en gros morceaux, et les étoiles qu’ils formaient étaient surtout massives.

Combien de carbone et d’oxygène faut-il pour basculer vers une formation d’étoiles « normale » ? Très peu : environ 1/3 000 de la part du Soleil. Ce seuil a été franchi si vite que toutes les galaxies lointaines vues briller jusqu’ici, y compris par le télescope spatial James Webb, l’ont déjà largement dépassé au moment où elles deviennent assez brillantes pour être vues.

Lire un nuage dans la lumière d’un quasar

Il existe une autre façon de trouver du gaz primitif : le laisser absorber la lumière d’un objet plus brillant situé derrière lui. Sarah Bosman, de l’université de Heidelberg, Frederick Davies, de l’Institut Max-Planck d’astronomie, et 23 collègues passent en revue les 30 quasars les plus brillants à un décalage vers le rouge compris entre 4,5 et 5,5 avec GHOST, un spectrographe installé en 2024 sur le télescope Gemini-Sud, au Chili, qu’ils décrivent comme le spectrographe à haute résolution le plus sensible jamais construit.

La lumière du quasar J1941−4500 traverse un nuage dense d’hydrogène neutre — un « absorbant Lyman-alpha amorti », le genre de réservoir de gaz qu’on pense situé à quelques kiloparsecs au plus des régions où une galaxie forme ses étoiles. Chaque élément du nuage absorbe la lumière à ses propres longueurs d’onde. Après 5,8 heures de pose, l’équipe a pu mesurer le silicium, l’oxygène et le carbone ; le fer n’a pas été détecté du tout.

Le nuage le plus vierge à ce jour

Le nuage, baptisé UMP-DLA-1, se trouve à un décalage vers le rouge de 5,14, environ 1,1 milliard d’années après le Big Bang. Ses chiffres :

• Carbone : 11 000 fois moins que dans le Soleil, rapporté à l’hydrogène (environ 16 000 fois moins avec la référence solaire la plus récente).
• Oxygène et silicium : environ 5 000 fois moins que dans le Soleil.
• C’est plus de trois fois plus pauvre en oxygène et en silicium, et quatre fois plus pauvre en carbone, que tout nuage de ce type connu jusqu’ici. C’est aussi le plus pauvre en fer.
• Fraction de la masse en éléments plus lourds que l’hélium : 3,16 millionièmes.

Les auteurs combinent carbone et oxygène en un seul nombre, le « discriminant de transition », qui prédit si un nuage peut assez se refroidir :

D_trans = log₁₀ (10^[C/H] + 0,3 × 10^[O/H])

Sous −3,5, un nuage ne peut pas s’effondrer en étoiles plus petites qu’environ une masse solaire. UMP-DLA-1 est à −3,85. C’est le premier réservoir de gaz jamais trouvé sous cette ligne : sa seule pauvreté en métaux garantit que ses étoiles étaient surtout lourdes.

Une poche tardive de l’Univers primitif

La formation d’étoiles dans du gaz presque intact, avec surtout des étoiles massives, restait donc possible longtemps après l’apparition des premières étoiles — et même après la fin de l’époque de la réionisation.

La chimie du nuage est aussi un échantillon de ce que ces étoiles massives et pauvres en métaux ont laissé en explosant : un peu moins de carbone que d’oxygène, et l’oxygène et le silicium dans leurs proportions solaires. Seul, ce motif ne dit pas si ces étoiles étaient vraiment de première génération ou d’une deuxième génération précoce. Mais il ressemble à celui de nuages trouvés à des époques plus tardives, que des travaux antérieurs attribuent à 1 à 30 supernovae seulement d’étoiles de première génération. Les auteurs suggèrent que chercher des traces des premières étoiles dans des poches résiduelles de gaz vierge, à des décalages vers le rouge inférieurs à 7, pourrait être plus fructueux que de remonter beaucoup plus loin, au-delà d’un décalage de 20.

Quelques étoiles très vieilles et très pauvres, dans de petites galaxies naines proches de la Voie lactée, partagent la même signature chimique. Selon les auteurs, il est « tout à fait possible » qu’elles soient les dernières survivantes des petites étoiles nées dans des galaxies comme celle-ci.

Coup de chance, ou objet courant ?

Trouver un tel nuage parmi seulement 30 quasars est surprenant. À moins d’une chance extraordinaire, écrivent les auteurs, d’autres nuages de ce type se cachent peut-être dans des spectres existants, noyés dans l’absorption dense de l’hydrogène de l’Univers jeune. De futurs télescopes géants, comme l’Extremely Large Telescope, pointés vers les quasars faibles que découvrira la mission Euclid, devraient en dresser le recensement complet. Pour l’instant, UMP-DLA-1 est un objet unique, mesuré en supposant que son gaz se déplace d’un seul bloc — une hypothèse que les auteurs appuient sur l’absence de raies d’absorption saturées.