LÀ OÙ UNE JEUNE ÉTOILE BRÛLE SON CARBONE

Le carbone est la charpente de la vie telle que nous la connaissons : plus de la moitié de la masse sèche d’un corps humain. Pourtant, la Terre en manque étrangement. L’essentiel des roches de notre planète contient, à masse égale, environ quatre ordres de grandeur — dix mille fois — moins de carbone que le Soleil, ou que la poussière interstellaire dont la Terre est née. Plusieurs explications ont été proposées, de la lumière ultraviolette à l’oxydation, mais aucune ne suffit à tout expliquer.

Un suspect est la chaleur. Le carbone des grains de poussière existe sous plusieurs formes — carbone amorphe proche de la suie, hydrocarbures, graphite — qui se décomposent à des températures différentes. À partir d’environ 500 kelvins, la ligne de suie, les formes les plus volatiles s’échappent ; vers 1 200 kelvins, même le carbone amorphe a disparu. Des travaux antérieurs ont estimé que ce chauffage a dû se produire dans le premier million d’années de la formation de la Terre.

Une étoile surprise au « temps zéro »

HOPS-68 est une très jeune étoile du nuage moléculaire d’Orion, à environ 414 parsecs. Une étude compagnon de la même équipe a montré que le milieu de son disque interne atteint 1 400 kelvins — de quoi vaporiser toute la poussière. Notre système solaire est passé par une telle phase : c’est le « temps zéro » des archives météoritiques, l’instant où démarre l’horloge de l’histoire racontée par les météorites, quand des grains riches en calcium et en aluminium se sont condensés à partir de gaz chaud près du jeune Soleil. Seules deux jeunes étoiles de faible masse sont connues comme candidates pour ce moment, toutes deux dans Orion.

F. J. Ballieux, M. K. McClure et leurs collègues, à l’université de Leyde avec des partenaires aux États-Unis et en Allemagne, ont maintenant examiné le carbone dans son spectre, pris par l’instrument infrarouge moyen (MIRI) de JWST, avec des données d’archive du réseau (sub)millimétrique ALMA.

Un spectre plein d’hydrocarbures

La lumière de HOPS-68 est striée des empreintes de nombreuses molécules carbonées :

• du cyanure d’hydrogène et de l’acétylène tièdes, vers 320 et 430 kelvins, en grandes quantités — environ 20 fois plus qu’autour de l’autre étoile du « temps zéro ». Le décalage de leurs raies dans le spectre montre qu’ils se dirigent vers nous à 39 à 53 kilomètres par seconde par rapport à l’étoile, comme le gaz oxygéné qui trace un vent soufflé par le disque ;
• des molécules plus froides, vers 40 à 55 kelvins, dont le diacétylène (C₄H₂), le radical méthyle (CH₃, un fragment de molécule à liaison libre, très réactif) et le monosulfure de carbone, probablement dans le disque externe ou le long des parois de la cavité creusée par le flot de l’étoile, le gaz que la jeune étoile expulse ;
• du triacétylène (C₆H₂), une chaîne de six atomes de carbone, détecté pour la première fois autour d’une jeune étoile.

ALMA apporte un autre indice : le radical C₂H tapisse les parois de la cavité du flot, et s’éloigne avec le jet au lieu de tomber vers l’étoile.

Une zone de destruction du carbone

Les auteurs proposent un scénario. Entre la ligne de suie et le point où même le carbone amorphe se vaporise — environ 500 à 1 200 kelvins — s’étend ce qu’ils appellent une « zone de destruction du carbone réfractaire » : là, tout le carbone solide quitte les grains et devient gazeux. Chez HOPS-68, la région interne très chaude repousse cette zone vers l’extérieur et l’élargit. Le carbone libéré est alors soit avalé par l’étoile, soit emporté par le vent du disque.

Dans les deux cas, la poussière de la région où se forment les planètes rocheuses perd son carbone. Le même processus, suggère l’équipe, a pu contribuer au déficit de carbone de la Terre. Reste à mesurer quelle quantité de carbone le vent emporte réellement.

Plus loin, la lumière ultraviolette casse l’acétylène en C₂H, qui réagit avec d’autre acétylène pour bâtir des chaînes plus longues comme C₄H₂ et C₆H₂. Entre 900 et 1 100 kelvins, la zone de destruction pourrait même forger des hydrocarbures aromatiques polycycliques — des molécules plates faites d’anneaux d’atomes de carbone soudés entre eux —, comme dans une flamme — ce qui reste à confirmer.

D’une protoétoile aux astéroïdes

L’étude a deux conséquences plus larges. D’abord, les chaînes carbonées vues autour d’autres jeunes étoiles étaient en général attribuées à du gaz tombant de l’enveloppe environnante ; chez HOPS-68, elles s’écoulent clairement vers l’extérieur, ce qui suggère que cette chimie pourrait plutôt tracer les flots sortants.

Ensuite, les échantillons rapportés des astéroïdes Ryugu et Bennu contiennent une matière organique abondante en chaînes (dite « aliphatique »). Comme les longues chaînes de HOPS-68 se forment hors du vent, elles ne sont pas soufflées au loin ; elles pourraient plus tard retomber sur le disque externe. Les auteurs suggèrent que de telles chaînes pourraient contribuer à la matière organique des astéroïdes et des météorites. Si c’est le cas, HOPS-68 montrerait, dans un seul jeune système, à la fois la formation de ces grains météoritiques et la matière riche en carbone qui les enrobe — une pierre de Rosette pour la formation des premiers petits corps d’un système planétaire.