L2 Puppis, une étoile géante rouge comme SPLUS J2104-0049. (ESO/Enquête sur le ciel numérisé 2) Une étoile géante rouge à 16 000 années-lumière semble être un membre authentique de la deuxième génération d'étoiles de l'Univers.
Selon une analyse de ses abondances chimiques, il semble contenir des éléments produits dans la vie et la mort d'une seule étoile de première génération. Par conséquent, avec son aide, nous pourrions même trouver la première génération d'étoiles jamais nées - dont aucune n'a encore été découverte.
De plus, les chercheurs ont effectué leur analyse en utilisant la photométrie, une technique qui mesure l'intensité de la lumière, offrant ainsi une nouvelle façon de trouver des objets aussi anciens.
'Nous rapportons la découverte de SPLUS J210428.01−004934.2 (ci-après SPLUS J2104−0049), une étoile ultra-pauvre en métal sélectionnée à partir de sa photométrie S-PLUS à bande étroite et confirmée par spectroscopie à moyenne et haute résolution', les chercheurs ont écrit dans leur article .
'Ces observations de preuve de concept font partie d'un effort continu pour confirmer par spectroscopie les candidats à faible métallicité identifiés à partir de la photométrie à bande étroite.'
Bien que nous ayons l'impression d'avoir une assez bonne compréhension de la façon dont l'Univers s'est développé à partir du Big Bang à la gloire étoilée que nous connaissons et aimons aujourd'hui, les premières étoiles à allumer leurs lumières clignotantes dans l'obscurité primordiale, connues sous le nom d'étoiles de la population III, restent un mystère.
Les processus actuels de formation des étoiles nous donnent des indices sur la façon dont ces premières étoiles se sont réunies, mais jusqu'à ce que nous les trouvions, nous basons notre compréhension sur des informations incomplètes.
Une piste de fil d'Ariane sont les étoiles de la population II - les prochaines générations après la population III. Parmi celles-ci, la génération qui succède immédiatement à la population III est peut-être la plus excitante, car elle est la plus proche en composition de la population III.
Nous pouvons les identifier par leur très faible abondance d'éléments comme le carbone, le fer, l'oxygène, le magnésium et le lithium, détectés en analysant le spectre de la lumière émise par l'étoile, qui contient les empreintes chimiques des éléments qui s'y trouvent.
C'est parce qu'avant la naissance des étoiles, il n'y avait pas d'éléments lourds - l'Univers était une sorte de soupe trouble composée principalement d'hydrogène et d'hélium. Lorsque les premières étoiles se sont formées, c'est aussi de cela qu'elles auraient dû être constituées - c'est via le processus de fusion thermonucléaire dans leurs noyaux que les éléments les plus lourds se sont formés.
Tout d'abord, l'hydrogène est fusionné en hélium, puis l'hélium en carbone, et ainsi de suite jusqu'au fer, selon la masse de l'étoile (les plus petites n'ont pas assez d'énergie pour fusionner l'hélium en carbone et mettre fin à leur vie lorsqu'ils atteignent ce point). Même les étoiles les plus massives n'ont pas assez d'énergie pour fusionner le fer ; quand leur noyau est entièrement en fer, ils deviennent supernova.
Ces explosions colossales colossales rejettent tout ce matériau fusionné dans l'espace proche ; de plus, les explosions sontsi énergique, ils génèrent une série de réactions nucléaires qui forgent des éléments encore plus lourds, tels que l'or, l'argent, le thorium et l'uranium. Les bébés étoiles qui se forment ensuite à partir de nuages contenant ces matériaux ont une métallicité plus élevée que les étoiles qui les ont précédées.
Les étoiles d'aujourd'hui - Population I - ont la métallicité la plus élevée. (Au fait, cela signifie qu'éventuellement aucune nouvelle étoile ne pourra se former, puisque le L'approvisionnement en hydrogène de l'univers est fini - bons moments.) Et les étoiles qui sont nées lorsque l'Univers était très jeune ont une métallicité très faible, les premières étoiles étant connues sous le nom d'étoiles ultra-pauvres en métaux ou étoiles UMP.
Ces UMP sont considérées comme de véritables étoiles de la population II, enrichies par le matériel d'une seule supernova de la population III.
À l'aide d'un relevé photométrique appelé S-PLUS, une équipe d'astronomes dirigée par le NOIRLab de la National Science Foundation a identifié SPLUS J210428-004934, et bien qu'il n'ait pas la métallicité la plus faible que nous ayons encore détectée (cet honneur revient à SMSS J0313-6708 ), il a une métallicité moyenne pour une star UMP.
Il a également la plus faible abondance de carbone que les astronomes aient jamais vue dans une étoile ultra-pauvre en métaux. Cela pourrait nous donner une nouvelle contrainte importante sur les modèles d'évolution des étoiles progénitrices et stellaires pour les métallicités très faibles, ont déclaré les chercheurs.
Pour comprendre comment l'étoile aurait pu se former, ils ont effectué une modélisation théorique. Ils ont découvert que les abondances chimiques observées dans SPLUS J210428-004934, y compris les abondances d'étoiles UMP à faible teneur en carbone et plus normales d'autres éléments, pourraient être mieux reproduites par une supernova à haute énergie d'une seule étoile de la population III de 29,5 fois la masse du Soleil. .
Cependant, les ajustements les plus proches de la modélisation n'étaient toujours pas en mesure de produire suffisamment de silicium pour reproduire exactement SPLUS J210428-004934. Ils ont recommandé de rechercher des étoiles plus anciennes avec des propriétés chimiques similaires pour tenter de résoudre cette étrange divergence.
'Des étoiles UMP supplémentaires identifiées à partir de la photométrie S-PLUS amélioreront considérablement notre compréhension des étoiles Pop III et permettront la possibilité de trouver une étoile de faible masse sans métal vivant encore dans notre galaxie aujourd'hui', les chercheurs ont écrit .
Leur article a été publié dans Les lettres du journal astrophysique .