Les premières étoiles

~100 à ~270 Ma (z ≈ 30 à 15)

Ouverture

Un nuage de gaz tombe dans un puits de matière noire. Trois quarts d'hydrogène, un quart d'hélium, des traces de deutérium, d'hélium 3 et de lithium ; rien de plus lourd. En tombant il se comprime, en se comprimant il s'échauffe, et il rayonne cette chaleur dans le noir pendant qu'il continue de tomber. Il ne donne pas une étoile. Il se brise en plusieurs morceaux, chacun plus serré que le nuage entier, chacun tombant à son tour sur lui-même, et au centre de chacun la densité et la température montent jusqu'à ce que l'hydrogène fusionne.

Pour la première fois depuis que la lumière est partie, quelque chose brille. Non pas une étoile : une poignée, quelques milliers de masses solaires serrées en un petit amas, des légères et des lourdes en nombre égal par tranche de masse, si bien que presque tout le poids de l'amas tient dans ses quelques étoiles les plus lourdes, qui pèsent des dizaines de fois le Soleil. Leur lumière est ultraviolette. Elle part dans un gaz d'hydrogène qu'aucune lumière nouvelle n'a frappé depuis que la première l'a quitté ; les atomes qu'elle atteint n'ont connu, pendant toute la nuit, qu'une lueur qui refroidissait, et la voici qui les touche.

Les plus lourdes brûlent leur hydrogène en quelques millions d'années. Puis leur cœur se contracte et s'échauffe ; trois noyaux d'hélium s'y rencontrent à la fois et font du carbone ; le carbone brûle, puis l'oxygène, puis le silicium, et au centre s'amasse du fer, qui ne brûle plus. Le cœur s'effondre en quelques secondes. L'étoile éclate. Une part de ce qu'elle a fabriqué — de l'oxygène, du magnésium, du silicium — se jette dans un gaz qui n'avait jamais contenu que de l'hydrogène et de l'hélium, et s'y mêle. Plus loin, hors de portée de toute explosion, un autre nuage reste tel que les premières minutes l'ont laissé.

Deux noyaux qui n'existent pas

Le gaz dont ces étoiles naissent a été fabriqué en une vingtaine de minutes, et pendant les cent millions d'années qui ont suivi rien n'y a été ajouté, parce que rien n'y brûlait. Son inventaire est celui des premières minutes, et il tient en une ligne : en masse, trois quarts d'hydrogène, un quart d'hélium 4 ; du deutérium et de l'hélium 3 à quelques cent-millièmes de l'hydrogène ; du lithium 7 à un dix-milliardième. La liste s'arrête là.

Elle s'arrête faute de noyau, pas faute de temps. La chaîne des premières minutes avance en ajoutant à un noyau un proton, un neutron ou un noyau léger, et deux cases manquent sur son chemin : il n'existe aucun noyau stable de masse 5, aucun de masse 8. L'hélium 4 qui capte un neutron ou un proton donne un noyau qui se défait aussitôt ; deux hélium 4 qui fusionnent, de même. Les noyaux chargés se repoussent ; le gaz est dilué comme l'air, et dans un gaz si lâche seules comptent les rencontres à deux. Au bout de vingt minutes il est trop froid et trop clairsemé pour fusionner quoi que ce soit, et l'inventaire est clos.

La masse 8 se franchit ailleurs. Au cœur d'une étoile, trois noyaux d'hélium se rencontrent ; ils passent par le béryllium 8 — le noyau même qui manquait aux premières minutes — et font un carbone 12. Chiaki Kobayashi, Amanda Karakas et Maria Lugaro, qui reconstruisent l'origine de tous les éléments stables du carbone à l'uranium, l'écrivent sans détour : les éléments de masse 12 ou plus « ne sont pas produits pendant le Big Bang mais formés à l'intérieur des étoiles ». Le carbone, l'azote, l'oxygène, le fer — tout ce qui pèse au moins douze nucléons sort d'une étoile ou de sa mort.

De là, un raisonnement court. Les astronomes appellent métaux tout ce qui est plus lourd que l'hélium. Le Soleil en porte 1,39 % de sa masse à sa surface. Les plus vieilles étoiles du halo de la Galaxie ont cinq cents fois moins de fer que lui — cinq cents fois moins, pas zéro. Ces métaux viennent d'étoiles plus anciennes, qui les ont fabriqués et rejetés ; en remontant étoile après étoile, chaque génération née d'un gaz un peu moins riche que la suivante, on arrive à une génération qui n'a hérité d'aucun métal, parce qu'il n'y en avait encore aucun : née du gaz des premières minutes, tel quel. Les astronomes l'appellent population III.

Le raisonnement dit que ces étoiles ont existé, et il ne dit rien d'autre. Ni quand. Ni combien elles pesaient, ni combien elles étaient, ni combien de temps elles ont brûlé. Aucune observation n'y entre : seulement la physique nucléaire des premières minutes, que le deutérium mesuré confirme à 1 % près, et celle des étoiles. Leur existence est une nécessité, leurs propriétés une théorie.

Une date qui est un calcul

La date vient d'une théorie, celle de la formation des étoiles, et d'une phrase. Ralf Klessen et Simon Glover, en 2023, font naître les étoiles de population III d'un gaz primordial sans métaux « à des décalages vers le rouge de 30 et moins », et ils les font dominer la formation stellaire jusqu'à z ≈ 15 à 20 ; après quoi les étoiles de population II, nées d'un gaz déjà enrichi, prennent le relais.

La règle du chapitre précédent — t ≈ 17,2 milliards d'années × (1 + z)^(−3/2), un calcul de ce livre avec les paramètres de Planck, qui retrouve à moins de 10 % près cinq couples publiés — transforme ces z en années. z = 30 donne environ 100 millions d'années ; z = 20, environ 180 ; z = 15, environ 270. Sur l'année cosmique, les premières étoiles apparaissent vers le 3 janvier, et la population II prend le relais entre le 5 et le 8 : un règne de 80 à 170 millions d'années, selon la borne qu'on retient.

Deux incertitudes se superposent dans ces chiffres, et elles n'ont pas la même taille. La conversion tient : son préfacteur ne dépend que de la densité de matière, que Planck lit presque directement sur le fond diffus. Les z, eux, sont des résultats de calcul — un gaz qui s'effondre dans des halos, se refroidit, forme des étoiles — et le ciel n'a montré aucune étoile à z = 30. La date est précise ; l'événement ne l'est pas.

Le relais lui-même, « 15 à 20 », est une fourchette, et une moyenne sur tout l'Univers : une proportion qui bascule d'une population à l'autre dans la formation d'étoiles de l'ensemble. Un gaz s'enrichit quand des étoiles voisines y rejettent leurs métaux, de proche en proche ; rien n'oblige chaque nuage à franchir la ligne à la même heure. Un nuage resté à l'écart des explosions garde le gaz des premières minutes aussi longtemps que rien ne vient l'y mêler.

Un portrait tiré des simulations

Tout ce qui suit est calculé, pas observé. Dans les simulations que Klessen et Glover rassemblent, le gaz primordial « se fragmente facilement » : un nuage qui s'effondre ne fait pas une étoile mais plusieurs, et les premières étoiles naissent en petits amas. Comment un gaz qui n'a que de l'hydrogène et de l'hélium se défait de la chaleur de sa chute pour aller jusqu'à la densité d'une étoile — dans les galaxies d'aujourd'hui, ce sont les métaux qui aident le gaz à rayonner, et celui-ci n'en a aucun —, les sources de ce livre ne le disent pas ; c'est pourtant ce qui fixe à la fois la date de ces étoiles et leur masse.

Les modèles leur donnent une fonction de masse « logarithmiquement plate » : autant d'étoiles entre 1 et 10 masses solaires qu'entre 10 et 100, autant entre 10 et 100 qu'entre 100 et 1 000. À nombre égal, chaque tranche pèse à peu près dix fois plus que la précédente, et presque toute la masse de la population est dans ses étoiles les plus lourdes. C'est ce que veut dire « riche en étoiles massives ».

Dans les scénarios les plus poussés, certaines atteindraient plusieurs centaines de milliers de masses solaires. Leurs restes seraient alors les germes des trous noirs supermassifs qu'on observe dans les quasars les plus lointains — ces noyaux de galaxies très lumineux qui servaient, au chapitre précédent, de sondes de la réionisation. Comment des trous noirs géants ont pu exister si tôt, les sources de ce livre ne le détaillent pas ; l'idée fournit un candidat pour la graine, pas une origine établie.

D'un côté, un amas de quelques milliers de masses solaires en tout. De l'autre, une étoile seule qui pèserait cent fois cet amas entier. La même théorie couvre les deux, parce que la masse d'une étoile sans métaux tient à des détails de l'effondrement — refroidissement, fragmentation, lumière de l'étoile naissante sur son propre nuage — que les simulations traitent chacune à leur façon, et que rien n'a vérifié.

Un trait découle de la masse ; il interdit de les voir. Une étoile de 25 masses solaires brûle son hydrogène en dix millions d'années, son silicium en cinq jours, et son cœur s'effondre en quelques secondes. Ces durées sont celles d'une étoile d'aujourd'hui ; elles donnent l'ordre de grandeur, un dixième de l'ère entière pour les plus brillantes. Si la fonction de masse est bien celle des modèles, l'essentiel de la lumière de ces étoiles s'éteint quelques millions d'années après s'être allumée, et la population ne brille que tant qu'elle naît.

La première forge

Les premières étoiles agissent de deux façons, que Klessen et Glover tiennent en une phrase : leur rayonnement et leurs supernovas règlent la formation des étoiles qui suivent. Ce que recouvre ce réglage — freiner la naissance des voisines ou la déclencher —, les sources de ce livre ne le disent pas. Deux effets sont sûrs. Leur ultraviolet est la première lumière à toucher l'hydrogène neutre de la nuit, celle dont EDGES a cherché le creux ; et c'est la même lumière qui commencera à arracher au gaz ses électrons.

Le second effet est chimique. L'hélium fusionne en carbone ; chez les massives, le cœur se contracte, s'échauffe, brûle le carbone, puis l'oxygène, puis le silicium, jusqu'au nickel 56 qui donnera le fer. Quand le cœur s'effondre, l'étoile explose en supernova, et une part de ce qu'elle a fabriqué part dans le gaz alentour. Dans le partage actuel des éléments entre leurs sources, l'oxygène, le magnésium, le silicium, le soufre et le calcium viennent surtout de là : d'étoiles massives, et de leurs explosions.

Ce que rejette exactement une étoile sans métaux, les sources de ce livre ne le disent pas ; l'ordre se devine du partage actuel. La moitié du fer vient de naines blanches qui explosent avec retard, puisqu'une naine blanche doit d'abord se former ; la moitié du carbone et de l'azote, de vents d'étoiles moyennes qui meurent lentement. Pendant les premières dizaines de millions d'années de l'aube, seules les massives ont eu le temps de mourir. Les premiers métaux du gaz sont donc vraisemblablement ceux de leurs supernovas, l'oxygène en grande place — un raisonnement de ce livre, appliqué à une population dont on ignore les masses, et qui reste à confronter aux calculs de la revue.

Le gaz enrichi fait la génération suivante, la population II, qui prend le relais vers z ≈ 15 à 20, entre 180 et 270 millions d'années. Et la boucle que Kobayashi et ses coauteurs décrivent pour toute l'histoire de la Galaxie tourne depuis : fabriquer, rejeter, renaître. Chaque tour ajoute des métaux au gaz. Chaque étoile garde dans son atmosphère la chimie du nuage dont elle est née, ce qui en fait un fossile ; là-dessus repose ce que les astronomes appellent l'archéologie galactique.

Le Soleil naît 9,2 milliards d'années après le début, d'un gaz qui a fait tant de tours qu'on ne peut plus les compter — un recyclage, pas une lignée. Son 1,39 % est la somme de tous ces tours, et la part des premières étoiles y est infime. Ce qu'elles ont changé est ailleurs : après elles, le gaz des premières minutes n'existe plus que par poches.

Des traces sans témoin

Personne n'a observé d'étoile de population III, pour deux raisons. Elles sont trop loin : une étoile vue à 100 ou 200 millions d'années est vue à travers presque toute l'histoire de l'Univers. Et elles vivent trop peu : quelques millions d'années pour les massives, regroupées en amas de quelques milliers de masses solaires, bien moins lumineux qu'une galaxie. Ce qu'on a, ce sont des traces de ce qu'elles ont fait. Chacune dit qu'il y avait des étoiles avant tel moment ; aucune ne dit ce qu'elles étaient.

En 2018, avant Webb, l'équipe de Takuya Hashimoto trouve dans une galaxie vue à z = 9,1 une raie d'oxygène deux fois ionisé, et lit dans sa lumière une population d'étoiles dominante formée « environ 250 millions d'années après le Big Bang, ce qui correspond à un redshift d'environ 15 ». La galaxie est vue vers 540 millions d'années ; ses étoiles avaient déjà près de trois cents millions d'années quand sa lumière est partie, et leur naissance tombe à l'époque où, selon la théorie, la population II prend le relais. La mesure ne dit pas de quelle population elles sont. Elle dit qu'une galaxie formait des étoiles en nombre quand les premières achevaient leur règne.

En 2025, l'équipe de Sander Schouws détecte avec le réseau de radiotélescopes ALMA une raie de l'oxygène dans JADES-GS-z14-0, vue à z = 14,18, à peine 300 millions d'années après le début. La galaxie est « étonnamment enrichie en métaux » : 5 à 20 % de la métallicité du Soleil, soit 0,07 à 0,3 % de la masse de son gaz. Cet oxygène a été fabriqué dans des étoiles, libéré par leurs explosions, mêlé au gaz d'une galaxie qui en forme encore — le tout en moins de deux cents millions d'années, si les premières se sont allumées vers 100. Ses propres étoiles, nées d'un gaz enrichi, ne sont pas de population III : la galaxie témoigne de ce qui l'a précédée, elle n'en est pas un exemple.

La trace la plus attendue manque. Le creux radio centré à 78 mégahertz qu'EDGES annonce en 2018, et dont le bord daterait des étoiles de 180 millions d'années, est deux fois plus profond que les plus grandes prédictions ; SARAS 3 le rejette en 2022. Un allumage vers 180 millions d'années reste plausible, compatible avec la théorie, et n'est pas mesuré.

Mises ensemble, ces traces encadrent plus qu'elles ne portraiturent. Par le haut, de l'oxygène avant 300 millions d'années et des étoiles en nombre vers 250. Par le bas, rien. Et sur ce qu'étaient les premières étoiles — sans métaux, lourdes, en amas —, aucune ne dit quoi que ce soit. Pour savoir ce qu'elles étaient, il faudrait en voir un système lui-même.

Trouvé tard, derrière une loupe

Le meilleur candidat n'est pas à l'aube. Il se trouve à z = 6,6, environ 830 millions d'années après le début — plus de cinq cents millions d'années après la fin théorique de l'ère des premières étoiles. Sur l'année cosmique, elles règnent du 3 au 8 janvier ; LAP1-B brille vers le 22.

On le voit grâce à une loupe. La masse courbe la trajectoire de la lumière qui passe près d'elle ; un amas de galaxies massif, posé par hasard entre nous et une source bien plus lointaine, dévie sa lumière et la concentre, et la source paraît plus brillante qu'elle n'est. L'amas MACS J0416 amplifie ainsi LAP1-B, qui sans lui serait sans doute trop faible pour être étudié.

En 2025, Eli Visbal, Richard Hazlett et Greg Bryan soutiennent que LAP1-B est « le premier objet à s'accorder avec trois prédictions clés » de la théorie. Un halo de très faible métallicité : un gaz presque vierge. Une fonction de masse riche en étoiles massives : la « logarithmiquement plate » des simulations. Un regroupement en petits amas de quelques milliers de masses solaires. Une galaxie pauvre en métaux n'est pas forcément faite d'étoiles sans métaux ; un amas riche en massives peut naître d'un gaz enrichi ; aucun critère ne suffirait seul, et leur conjonction fait le candidat.

Pourquoi si tard : deux mouvements se croisent. Le nombre de systèmes de population III décroît avec le temps, à mesure que le gaz vierge disparaît ; la peine à les voir décroît aussi, puisque la lumière d'un système plus proche de nous dans l'histoire s'est moins affaiblie en chemin. Les systèmes de l'aube sont nombreux et trop faibles pour les instruments d'aujourd'hui ; les tardifs sont rares, et un seul d'entre eux, placé derrière une loupe assez forte, franchit le seuil. Le premier observable n'est pas le plus représentatif : c'est le mieux placé.

Il faut pour cela qu'une poche de gaz vierge ait tenu jusqu'à 830 millions d'années, et le relais « vers z ≈ 15 à 20 » le permet, puisqu'il décrit une moyenne et non une frontière que chaque nuage franchit en même temps. LAP1-B serait l'un de ces nuages restés à l'écart des explosions — tardif, fortement amplifié —, exactement l'objet que Visbal et ses coauteurs estiment possible de trouver avec les moyens actuels.

Ce n'est pas une détection confirmée. C'est l'interprétation, par Visbal et ses coauteurs, des observations publiées par l'équipe de Kimihiko Nakajima en 2025, dont les mesures — la limite sur la métallicité, la forme de la fonction de masse, la masse des amas — ne sont connues ici qu'à travers elle. Une mesure plus profonde qui trouverait des métaux dans son gaz ferait tomber le premier critère ; d'autres objets du même type, derrière d'autres amas, feraient de LAP1-B le premier d'une classe plutôt qu'une exception. En l'état, la population III a un candidat, pas un spécimen.

Le même télescope voit, bien plus tôt, tout autre chose. À 280 millions d'années, Webb confirme MoM-z14, compacte et très lumineuse ; vers 300, JADES-GS-z14-0 contient déjà de l'oxygène. À l'époque où la théorie place encore les dernières étoiles de population III, ce que l'on voit, ce sont des galaxies déjà enrichies, plus brillantes et plus nombreuses qu'on ne les attendait.