Pendant des décennies, les astronomes se sont demandé à quoi ressemblaient les toutes premières stars de l'univers. Ces étoiles ont formé de nouveaux éléments chimiques, qui ont enrichi l'univers et permis aux prochaines générations d'étoiles de former les premières planètes.
Les premières étoiles étaient initialement composées d'hydrogène pur et d'hélium, et elles étaient massives – des centaines à des milliers de fois la masse du soleil et des millions de fois plus lumineuses. Leur courte vie s'est terminée par d'énormes explosions appelées supernovae, ils n'avaient donc ni le temps ni les matières premières pour former des planètes, et ils ne devraient plus exister pour que les astronomes l'observent.
C'est du moins ce que nous pensions.
Deux études publiées dans la première moitié de 2025 suggèrent que l'effondrement des nuages de gaz dans l'univers précoce peut également avoir formé des étoiles de masse inférieure. Une étude utilise une nouvelle simulation informatique astrophysique qui modélise la turbulence dans le nuage, provoquant une fragmentation en amas plus petits et formant des étoiles. L'autre étude – une expérience de laboratoire indépendante – détermine comment l'hydrogène moléculaire, une molécule essentielle à la formation d'étoiles, peut s'être formé plus tôt et en abondance plus grande. Le processus implique un catalyseur qui pourrait surprendre les professeurs de chimie.
En tant qu'astronome qui étudie la formation de star et de planète et leur dépendance à l'égard des processus chimiques, je suis ravi de la possibilité que la chimie des 50 à 100 millions d'années après le Big Bang ait été plus active que ce à quoi nous nous attendions.
Ces résultats suggèrent que la deuxième génération d'étoiles – les plus anciennes étoiles que nous pouvons actuellement observer et peut-être les hôtes des premières planètes – peut se former plus tôt que ce que les astronomes ne le pensaient.
Formation d'étoiles primordiales
Les étoiles se forment lorsque des nuages massifs d'hydrogène de nombreuses années-lumière à travers s'effondrent sous leur propre gravité. L'effondrement se poursuit jusqu'à ce qu'une sphère lumineuse entoure un noyau dense suffisamment chaud pour soutenir la fusion nucléaire.
La fusion nucléaire se produit lorsque deux atomes ou plus gagnent suffisamment d'énergie pour fusionner. Ce processus crée un nouvel élément et libère une quantité incroyable d'énergie, ce qui chauffe le noyau stellaire. Dans les premières étoiles, les atomes d'hydrogène fusionnent ensemble pour créer de l'hélium.
La nouvelle étoile brille parce que sa surface est chaude, mais l'alimentation de l'énergie que la luminosité s'installe à partir de son cœur. La luminosité d'une étoile est sa production d'énergie totale sous forme de lumière. La luminosité de l'étoile est la petite fraction de cette luminosité que nous observons directement.
Ce processus où les étoiles forment des éléments plus lourds par la fusion nucléaire sont appelés nucléosynthèse stellaire. Il continue dans les étoiles après qu'ils se forment à mesure que leurs propriétés physiques changent lentement. Les étoiles les plus massives peuvent produire des éléments plus lourds tels que le carbone, l'oxygène et l'azote, jusqu'au fer, dans une séquence de réactions de fusion qui se terminent par une explosion de supernova.
Les supernovae peuvent créer des éléments encore plus lourds, complétant le tableau périodique des éléments. Des étoiles de masse inférieure comme le soleil, avec leurs noyaux plus fraîches, ne peuvent soutenir la fusion qu'au carbone. Alors qu'ils épuisent l'hydrogène et l'hélium dans leurs noyaux, la fusion nucléaire s'arrête et les étoiles s'évaporent lentement.
Les étoiles de masse élevée ont une pression et une température à haute teneur dans leurs noyaux, ils brûlent donc brillants et utilisent rapidement leur carburant gazeux. Ils ne durent que quelques millions d'années, tandis que les étoiles de faible masse – celles-ci moins de deux fois la masse du soleil – évoluent beaucoup plus lentement, avec des vies de milliards, voire des milliards d'années.
Si les premières étoiles étaient toutes des étoiles de haute masse, alors elles auraient explosé il y a longtemps. Mais si des étoiles à faible masse se sont également formées dans l'univers précoce, elles peuvent encore exister pour que nous puissions l'observer.
Chimie qui refroidisse les nuages
Les premiers nuages de gaz formant des étoiles, appelés nuages protostellaires, étaient chauds – à température ambiante. Le gaz chaud a une pression interne qui pousse vers l'extérieur contre la force intérieure de la gravité en essayant d'effondrer le nuage. Une montgolfière reste gonflée par le même principe. Si la flamme chauffant l'air à la base du ballon s'arrête, l'air à l'intérieur se refroidit et le ballon commence à s'effondrer.
Seuls les nuages protostellaires les plus massifs avec le plus de gravité pouvaient surmonter la pression thermique et éventuellement s'effondrer. Dans ce scénario, les premières stars étaient toutes massives.
La seule façon de former les étoiles de masse inférieure que nous voyons aujourd'hui est que les nuages protostellaires refroidissent. Le gaz dans l'espace se refroidit par rayonnement, qui transforme l'énergie thermique en lumière qui transporte l'énergie hors du nuage. Les atomes d'hydrogène et d'hélium ne sont pas des radiateurs efficaces en dessous de plusieurs milliers de degrés, mais l'hydrogène moléculaire, H₂, est excellent pour refroidir le gaz à basse température.
Lorsqu'il est énergique, H₂ émet une lumière infrarouge, qui refroidit le gaz et abaisse la pression interne. Ce processus rendrait l'effondrement gravitationnel plus probable dans les nuages de masse basse.
Pendant des décennies, les astronomes ont estimé qu'une faible abondance de H₂ au début a entraîné des nuages plus chauds dont la pression interne serait trop chaude pour s'effondrer facilement en étoiles. Ils ont conclu que seuls les nuages avec des masses énormes, et donc une gravité plus élevée, s'effondreraient – laissant des étoiles plus massives.
Hydrure d'hélium
Dans un article de Journal de juillet 2025, le physicien Florian Grussie et des collaborateurs de l'Institut Max Planck pour la physique nucléaire ont démontré que la première molécule à se former dans l'univers, Helium Hydrure, Heh⁺, aurait pu être plus abondante dans l'univers précoce qu'auparavant. Ils ont utilisé un modèle informatique et mené une expérience de laboratoire pour vérifier ce résultat.
Hydrure d'hélium? Dans les sciences du secondaire, vous avez probablement appris que l'hélium est un gaz noble, ce qui signifie qu'il ne réagit pas avec d'autres atomes pour former des molécules ou des composés chimiques. Il s'avère que c'est le cas – mais seulement dans les conditions extrêmement clairsemées et sombres du début de l'univers, avant la formation des premières étoiles.
Heh⁺ réagit avec l'hydrogène deutéride – HD, qui est un atome d'hydrogène normal lié à un atome de deutérium plus lourd – pour former H₂. Dans le processus, Heh⁺ agit également comme un liquide de refroidissement et libère la chaleur sous forme de lumière. Ainsi, la forte abondance des deux refroidissements moléculaires plus tôt peut avoir permis aux nuages plus petits de refroidir plus rapidement et de s'effondrer pour former des étoiles de masse inférieure.
Le débit de gaz affecte également les masses initiales stellaires
Dans une autre étude, publiée en juillet 2025, l'astrophysicien Ke-Jung Chen a dirigé un groupe de recherche à l'Institut universitaire Sinica de l'astronomie et de l'astrophysique en utilisant une simulation informatique détaillée qui a modélisé la façon dont le gaz dans l'univers précoce pourrait avoir coulé.
Le modèle de l'équipe a démontré que la turbulence, ou un mouvement irrégulier, dans les nuages de gaz géants qui s'effondrent peuvent former des fragments de nuages de masse inférieure à partir desquels les étoiles de masse inférieure se condensent.
L'étude a conclu que la turbulence peut avoir permis à ces premiers nuages de gaz de former des étoiles de la même taille, soit jusqu'à 40 fois plus massives que la masse du soleil.
Les deux nouvelles études prédisent toutes deux que la première population d'étoiles aurait pu inclure des étoiles à faible masse. Maintenant, c'est à nous les astronomes observationnels de les trouver.
Ce n'est pas une tâche facile. Les étoiles à faible masse ont de faibles luminosités, elles sont donc extrêmement faibles. Plusieurs études observationnelles ont récemment signalé des détections possibles, mais aucune n'est encore confirmée avec une grande confiance. S'ils sont là-bas, nous les trouverons éventuellement.
