Les télescopes et méthodes modernes qui aident à étudier les galaxies précoces et l'aube cosmique
Les astronomes appellent souvent le premier milliard d'années de l'histoire cosmique « aube cosmique » (en anglais cosmic dawn) – c'est la période où se sont formées les premières étoiles et galaxies, et où la réionisation de l'Univers a finalement eu lieu. Observer cette phase de transition cruciale est l'un des plus grands défis de la cosmologie observationnelle, car les objets sont faibles, lointains et plongés dans le « goût » des processus précoces. Cependant, des télescopes récents comme le Télescope spatial James Webb (JWST) et des techniques avancées couvrant divers spectres électromagnétiques permettent aux astronomes de révéler progressivement comment les galaxies sont nées à partir de gaz presque « purs », ont allumé les premières étoiles et ont transformé le cosmos.
Dans cet article, nous discuterons comment les scientifiques repoussent les limites de l'observation, quelles stratégies ils utilisent pour détecter et caractériser les galaxies à grand décalage vers le rouge (z ≳ 6), et ce que ces découvertes nous apprennent sur la naissance précoce de la structure cosmique.
1. Pourquoi le premier milliard d'années est important
1.1 Le seuil de l'évolution cosmique
Après le Big Bang (~13,8 milliards d'années), l'Univers est passé d'un plasma chaud et dense à un état principalement neutre et sombre – lorsque les protons et les électrons se sont recombinés (recombinaison). Pendant l'ère des âges sombres, il n'y avait pas encore de sources lumineuses brillantes. Dès que les premières étoiles (Population III) et protogalaxies ont commencé à se former, elles ont initié la réionisation et l'enrichissement de l'Univers, établissant ainsi le modèle de croissance des galaxies futures. L'étude de cette époque permet de comprendre comment :
- Les étoiles se sont formées au début dans un environnement presque dépourvu de métaux.
- Les galaxies se sont formées dans de petits halos de matière noire.
- La réionisation a modifié l'état physique des gaz cosmiques.
1.2 Lien avec les structures actuelles
Les observations actuelles des galaxies (contenant une abondance d'éléments lourds, de poussières et d'histoires complexes de formation d'étoiles) ne montrent qu'en partie comment elles ont évolué à partir d'états initiaux plus simples. En observant directement les galaxies durant le premier milliard d'années, les scientifiques comprennent mieux comment les taux de formation d'étoiles, la dynamique des gaz et les rétroactions ont évolué à l'aube cosmique.
2. Défis de l'étude de l'Univers primordial
2.1 Faible luminosité à grande distance (et dans le temps)
Les objets à décalage vers le rouge z > 6 sont très faibles, à la fois en raison de leur immense distance et du décalage vers le rouge cosmologique de la lumière vers l'infrarouge. De plus, les galaxies primitives sont naturellement plus petites et moins lumineuses que les géantes ultérieures, ce qui les rend deux fois plus difficiles à détecter.
2.2 Absorption par l'hydrogène neutre
Durant l'aube cosmique, le milieu intergalactique était encore partiellement neutre. L'hydrogène neutre absorbe fortement la lumière ultraviolette (UV). Ainsi, des raies spectrales comme Lyman-α peuvent être atténuées, compliquant la confirmation spectrale directe.
2.3 Bruit et sources de rayonnement en avant-plan
Pour détecter des signaux faibles, il faut surpasser la lumière plus brillante en avant-plan d'autres galaxies, l'émission de poussières de la Voie lactée, la lumière zodiacale du système solaire ou le fond des instruments eux-mêmes. Les chercheurs doivent appliquer des méthodes avancées de traitement et de calibration des données pour isoler le signal de l'époque primordiale.
3. Le télescope spatial James Webb (JWST) : une révolution
3.1 Couverture infrarouge
Lancé le 25 décembre 2021, le JWST est optimisé pour les observations infrarouges, essentielles pour l'étude de l'Univers primordial, car la lumière UV et visible des galaxies lointaines est décalée (rouge) vers l'infrarouge. Les instruments du JWST (NIRCam, NIRSpec, MIRI, NIRISS) couvrent de l'infrarouge proche à moyen, permettant :
- Images profondes : Observations d'une sensibilité sans précédent de galaxies jusqu'à z ∼ 10 (voire jusqu'à z ≈ 15), si elles existent.
- Spectroscopie : En décomposant la lumière, on peut étudier les raies d'émission et d'absorption (par ex., Lyman-α, [O III], H-α), importantes pour déterminer la distance (décalage vers le rouge) et analyser les propriétés des gaz et des étoiles.
3.2 Premières avancées scientifiques
Des résultats intrigants ont été obtenus lors des premières semaines de fonctionnement du JWST :
- Galaxies candidates à z > 10 : Plusieurs chercheurs ont rapporté des galaxies potentiellement situées à un décalage vers le rouge de 10 à 17, bien qu'une confirmation spectroscopique fiable soit nécessaire.
- Populations d'étoiles et poussières : Des images haute résolution montrent des caractéristiques structurelles, des nœuds de formation d'étoiles et des traces de poussière dans des galaxies datant d'une époque où l'Univers avait moins de <5% de son âge actuel.
- Suivi des « bulles » ionisées : En détectant les lignes d'émission des gaz ionisés, JWST offre la possibilité d'étudier comment la réionisation s'est développée autour de ces poches lumineuses.
Bien que ce soit le début des recherches, ces résultats suggèrent que des galaxies assez évoluées pouvaient exister à une époque précoce, remettant en question certaines hypothèses antérieures sur le moment et la rapidité de la formation d'étoiles.
4. Autres télescopes et méthodes
4.1 Observatoires terrestres
- Grands télescopes terrestres : Comme Keck, VLT, Subaru, avec de grandes surfaces de miroir et des instruments avancés. Utilisant des filtres à bande étroite ou des technologies spectrales, ils détectent le rayonnement Lyman-α à z ≈ 6–10.
- Nouvelle génération : De très grands miroirs sont en cours de développement (ex. ELT, TMT, GMT) avec un diamètre >30 m. Ils promettent une sensibilité incroyable pour étudier spectroscopiquement même des galaxies plus faibles, complétant les capacités de JWST.
4.2 Enquêtes UV et visibles spatiales
Bien que les galaxies primitives émettent de la lumière UV décalée vers l'IR à grands décalages vers le rouge, des missions comme Hubble (ex. programmes COSMOS, CANDELS) ont fourni des images profondes dans le visible/proche IR. Leurs archives sont cruciales pour identifier des candidats plus brillants à z ∼ 6–10, ensuite confirmés par JWST ou des spectrographes terrestres.
4.3 Observations submillimétriques et radio
- ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) : Observe la poussière et les gaz moléculaires dans les galaxies primitives (lignes CO, ligne [C II]), essentiel pour détecter la formation d'étoiles potentiellement obscurcie par la poussière.
- SKA (Square Kilometre Array) : Télescope radio du futur visant à détecter le signal 21 cm de l'hydrogène neutre, créant ainsi une carte de la réionisation dans l'espace cosmique.
4.4 Lentillage gravitationnel
Les grands amas de galaxies peuvent agir comme des lentilles gravitationnelles, amplifiant la lumière des objets d'arrière-plan. En utilisant le « facteur d'amplification », les astronomes détectent des galaxies qui seraient autrement trop faibles. Les programmes Frontier Fields (Hubble et JWST), ciblant des amas lenticulaires, ont aidé à détecter des galaxies à z > 10, encore plus proches de l'aube cosmique.
5. Principales stratégies d'observation
5.1 Méthodes « Dropout » ou de « sélection par couleur »
Une des méthodes principales est la technique du break de Lyman ou « dropout ». Par exemple :
- Une galaxie à z ≈ 7 montrera que son rayonnement UV (plus court que la limite de Lyman) est absorbé par l'hydrogène neutre environnant, donc cette lumière « disparaît » dans les filtres visibles, mais « réapparaît » dans les filtres proche IR.
- En comparant les bandes de différentes longueurs d'onde, on détecte des galaxies à fort décalage vers le rouge.
5.2 Recherche de lignes d'émission en bande étroite
Une autre méthode est l'imagerie en bande étroite à la position probable de la Lyman-α (ou d'autres lignes, par ex. [O III], H-α). Si le décalage vers le rouge de la galaxie correspond à la largeur de la fenêtre du filtre, son émission brillante se distinguera du fond.
5.3 Confirmation spectroscopique
L'information photométrique seule ne donne qu'un décalage vers le rouge « photométrique » estimé, qui peut être faussé par des contaminants à plus faible z (par ex., galaxies poussiéreuses). La spectroscopie, en détectant la ligne Lyman-α ou d'autres lignes d'émission, confirme définitivement la distance de la source. Des instruments comme le JWST NIRSpec ou les spectrographes terrestres sont indispensables pour une mesure précise de z.
6. Ce que nous apprenons : découvertes physiques et cosmiques
6.1 Taux de formation d'étoiles et IMF
Les nouvelles données sur les galaxies de l'Univers primitif permettent d'estimer les taux de formation d'étoiles (SFR) et le possible décalage de la fonction initiale de masse (IMF) vers des étoiles massives (comme on le suppose pour la population III sans métaux) ou vers un mode de formation d'étoiles plus proche de celui local.
6.2 Progression et topologie de la réionisation
En suivant quelles galaxies émettent une ligne Lyman-α brillante et comment cela évolue avec le décalage vers le rouge, les scientifiques tracent le rapport d'hydrogène intergalactique neutre au fil du temps. Cela aide à reconstituer quand l'Univers a été réionisé (z ≈ 6–8) et comment les régions ionisées ont englobé les zones de formation d'étoiles.
6.3 Abondance des éléments lourds (métaux)
L'analyse des spectres d'émission infrarouge de ces galaxies (par ex., [O III], [C III], [N II]) révèle les caractéristiques de l'enrichissement chimique. La détection de métaux suggère que les premières supernovas ont déjà « contaminé » ces systèmes avec des éléments plus lourds. La distribution des métaux aide également à évaluer les processus de rétroaction et l'origine des populations stellaires.
6.4 Formation des structures cosmiques
Les études à grande échelle des galaxies primitives permettent d'observer comment ces objets se regroupent, indiquant les masses des halos de matière noire et les filaments cosmiques précoces. En recherchant les précurseurs des galaxies massives et des amas actuels, on révèle comment la croissance hiérarchique a commencé.
7. Perspectives futures : la décennie à venir et au-delà
7.1 Enquêtes JWST plus profondes
Le JWST poursuivra des programmes d'observation extrêmement profonds (par ex., HUDF ou d'autres nouveaux champs) ainsi que des études spectroscopiques sur des candidats à haut décalage vers le rouge. On peut s'attendre à la détection de galaxies jusqu'à z ∼ 12–15, si elles existent et sont suffisamment lumineuses.
7.2 Très grands télescopes (ELT, etc.)
Les géants terrestres – ELT, GMT, TMT – combineront une puissance de collecte de lumière énorme avec une optique adaptative avancée, permettant une spectroscopie à haute résolution sur des galaxies très faibles. Cela permettra d'évaluer la dynamique des disques des galaxies primitives, d'observer leur rotation, leurs fusions et les flux de rétroaction.
7.3 Cosmologie à 21 cm
Des observatoires tels que HERA et à terme SKA visent à capter le faible signal de la ligne à 21 cm de l’hydrogène neutre dans l’Univers primitif, reconstruisant ainsi tomographiquement le processus de réionisation. Ces données complètent parfaitement les études optiques/IR, permettant d’étudier la distribution des régions ionisées et neutres à grande échelle.
7.4 Interaction avec l’astronomie des ondes gravitationnelles
Les futurs détecteurs spatiaux d’ondes gravitationnelles (par exemple LISA) pourraient détecter les fusions de trous noirs massifs à de grands décalages vers le rouge, conjointement avec des observations électromagnétiques du JWST ou des télescopes terrestres. Cela aiderait à expliquer plus en détail comment les trous noirs se sont formés et ont grandi à l’époque de l’aube cosmique.
8. Conclusion
Observer le premier milliard d’années de l’histoire de l’Univers est une tâche extrêmement difficile, mais les télescopes modernes et les méthodes ingénieuses dissipent rapidement l’obscurité. Le télescope spatial James Webb est à l’avant-garde de cette activité, permettant de « regarder » avec une précision exceptionnelle dans l’infrarouge proche et moyen, où se trouve maintenant le rayonnement des anciennes galaxies. Parallèlement, les géants terrestres et les mesures radio élargissent encore les possibilités, en utilisant les méthodes de rupture de Lyman, la filtration en bande étroite, les vérifications spectroscopiques et les analyses de la ligne à 21 cm.
Les premières recherches explorent comment l’Univers est passé de l’époque obscure à la période où les premières galaxies ont commencé à briller, les trous noirs ont connu une croissance extraordinaire, et le milieu intergalactique (IGM) est passé d’un état majoritairement neutre à presque entièrement ionisé. Chaque nouvelle découverte approfondit notre compréhension des caractéristiques de la formation stellaire, des rétroactions et de l’enrichissement chimique qui existaient dans l’environnement cosmique, très éloigné de celui d’aujourd’hui. Ces données expliquent comment, à partir de ces faibles lueurs de « l’aube » il y a plus de 13 milliards d’années, est né un tissu cosmique complexe, rempli de galaxies, d’amas et de structures que nous observons aujourd’hui.
Liens et lectures complémentaires
- Bouwens, R. J., et al. (2015). « Fonctions de luminosité UV aux décalages vers le rouge z ~ 4 à z ~ 10. » The Astrophysical Journal, 803, 34.
- Livermore, R. C., Finkelstein, S. L., & Lotz, J. M. (2017). « Observation directe de l’émergence de la toile cosmique. » The Astrophysical Journal, 835, 113.
- Coe, D., et al. (2013). « CLASH : Trois images fortement lenticulaires d’une galaxie candidate à z ~ 11. » The Astrophysical Journal, 762, 32.
- Finkelstein, S. L., et al. (2019). « Les premières galaxies de l’Univers : la frontière observationnelle et le cadre théorique complet. » The Astrophysical Journal, 879, 36.
- Baker, J., et al. (2019). « Croissance des trous noirs à haut décalage vers le rouge et promesse des observations multi-messagers. » Bulletin of the AAS, 51, 252.