Comment la lumière ultraviolette des premières étoiles et galaxies a de nouveau ionisé l'hydrogène, rendant l'Univers transparent
Dans l'histoire cosmique, la réionisation marque la fin de l'Âge sombre – la période post-recombinaison où l'Univers était rempli d'atomes d'hydrogène neutres, sans sources lumineuses brillantes (étoiles, galaxies). Lorsque les premières étoiles, galaxies et quasars ont commencé à briller, leurs photons à haute énergie (principalement ultraviolets) ont ionisé le nuage de gaz d'hydrogène environnant, transformant le milieu intergalactique neutre (IGM) en un plasma fortement ionisé. Ce phénomène, appelé réionisation cosmique, a considérablement modifié la transparence à grande échelle de l'Univers et préparé la scène pour l'Univers lumineux que nous connaissons.
Dans cet article, nous aborderons :
- L'Univers neutre après la recombinaison
- La première lumière : étoiles de la population III, galaxies primitives et quasars
- Le processus d'ionisation et la formation de bulles
- L'évolution temporelle et les preuves observationnelles
- Questions non résolues et recherches actuelles
- L'importance de la réionisation en cosmologie moderne
2. L'Univers neutre après la recombinaison
2.1 L'Âge sombre
D'environ 380 000 ans après le Big Bang (lors de la recombinaison) jusqu'à la formation des premières sources lumineuses (environ 100 à 200 millions d'années plus tard), l'Univers était en grande partie neutre, composé d'hydrogène et d'hélium issus de la nucléosynthèse du Big Bang. Cette période est appelée l'Âge sombre, car en l'absence d'étoiles ou de galaxies, il n'y avait pas de sources lumineuses significatives, à l'exception du fond diffus cosmologique (CMB) refroidissant.
2.2 Domination de l'hydrogène neutre
Pendant les Âges sombres, le milieu intergalactique (IGM) était presque entièrement composé d'hydrogène neutre (H I), qui absorbe efficacement les photons ultraviolets. Lorsque la matière a commencé à s'accumuler dans les halos de matière noire et que les anciens nuages de gaz se sont effondrés, les premières étoiles de population III se sont formées. Leurs flux de rayonnement abondants ont ensuite modifié de manière significative l'état de l'IGM.
3. La première lumière : étoiles de population III, galaxies primitives et quasars
3.1 Étoiles de population III
On prévoit théoriquement que les premières étoiles – les étoiles de population III – ne contenaient pas de métaux (composées presque uniquement d'hydrogène et d'hélium) et étaient probablement très massives, peut-être de plusieurs dizaines à centaines de masses solaires. Elles marquaient la fin des Âges sombres, souvent appelée Aube cosmique. Ces étoiles émettaient un rayonnement ultraviolet (UV) intense, capable d'ioniser l'hydrogène.
3.2 Galaxies primitives
La formation des structures s'étant déroulée de manière hiérarchique, de petits halos de matière noire se sont assemblés pour former des halos plus grands, à partir desquels se sont formées les premières galaxies. Celles-ci ont abrité des étoiles de population II, qui ont encore accru le flux de photons UV. Progressivement, ces galaxies – pas seulement les étoiles de population III – sont devenues la principale source de rayonnement ionisant.
3.3 Quasars et AGN
Les quasars à haut décalage vers le rouge (noyaux actifs de galaxies alimentés par des trous noirs supermassifs) ont également contribué à la réionisation, notamment de l'hélium (He II). Bien que leur impact sur la réionisation de l'hydrogène soit encore débattu, on pense que l'importance des quasars a particulièrement augmenté à des périodes plus tardives, par exemple lors de la réionisation de l'hélium vers z ~ 3.
4. Le processus d'ionisation et les bulles
4.1 Bulles locales d'ionisation
Chaque nouvelle étoile ou galaxie émettant des photons à haute énergie, ces photons se propageaient vers l'extérieur, ionisant l'hydrogène environnant. Cela formait des « bulles » isolées (ou régions H II) d'hydrogène ionisé autour des sources. Au début, ces bulles étaient solitaires et assez petites.
4.2 Interaction entre les bulles
À mesure que le nombre de nouvelles sources et leur luminosité augmentaient, ces bulles ionisées se sont étendues et fusionnées. L'IGM autrefois neutre est devenu d'abord un patchwork de milieux neutres et ionisés. À la fin de l'époque de réionisation, les régions H II se sont rejointes et la majorité de l'hydrogène de l'Univers est devenue ionisée (H II) plutôt que neutre (H I).
4.3 Échelle temporelle de la réionisation
On suppose que la réionisation a duré plusieurs centaines de millions d'années, couvrant les décalages vers le rouge d'environ z ~ 10 à z ~ 6. Bien que les dates précises fassent encore l'objet de recherches, à z ≈ 5–6 la majeure partie de l'IGM était déjà ionisée.
5. Évolution temporelle et preuves observationnelles
5.1 Effet Gunn–Peterson
Un indicateur important de la réionisation est le test de Gunn–Peterson, qui étudie les spectres des quasars lointains. L'hydrogène neutre dans l'IGM absorbe bien les photons à certaines longueurs d'onde (notamment la ligne Lyman-α), créant une zone d'absorption dans le spectre du quasar. Les observations montrent qu'à z > 6, cet effet Gunn–Peterson devient fort, indiquant une fraction beaucoup plus élevée d'hydrogène neutre et soulignant la fin de la réionisation [1].
5.2 Fond diffus cosmologique (FDC) et polarisation
Les mesures du fond diffus cosmologique (FDC) fournissent aussi des indices. Les électrons libres du milieu réionisé diffusent les photons du FDC, laissant une trace de polarisation à grande échelle angulaire. Les données de WMAP et Planck limitent le temps moyen et la durée de la réionisation [2]. En mesurant l'épaisseur optique τ (probabilité de diffusion), les cosmologistes peuvent déterminer quand la majeure partie de l'hydrogène de l'Univers est devenue ionisée.
5.3 Émetteurs Lyman-α
Les observations des galaxies émettant une forte ligne Lyman-α (appelées émetteurs Lyman-α) fournissent également des informations sur la réionisation. L'hydrogène neutre absorbe facilement les photons Lyman-α, donc la détection de ces galaxies à des décalages vers le rouge élevés indique la transparence du milieu intergalactique.
6. Questions non résolues et recherches actuelles
6.1 Rapport des contributions des différentes sources
Une question essentielle est le rapport des contributions des différentes sources ionisantes. Bien qu'il soit clair que les premières galaxies (en raison des étoiles massives qu'elles contenaient) étaient importantes, la contribution des étoiles de la population III, des galaxies à étoiles ordinaires et des quasars à la réionisation reste un sujet de débat.
6.2 Galaxies faibles
Les données récentes suggèrent qu'une part importante des photons ionisants pourrait provenir de galaxies faibles et peu observées, difficiles à détecter. Leur rôle pourrait avoir été crucial pour achever la réionisation.
6.3 Cosmologie à 21 cm
Les observations de la ligne à 21 cm de l'hydrogène ouvrent la possibilité d'étudier directement l'époque de la réionisation. Des expériences telles que LOFAR, MWA, HERA et le futur Square Kilometre Array (SKA) visent à cartographier la distribution de l'hydrogène neutre, montrant comment les bulles ionisées ont évolué pendant la réionisation [3].
7. L'importance de la réionisation en cosmologie moderne
7.1 Formation et évolution des galaxies
La réionisation a fonctionné comme la matière peut se contracter en structures. Lorsque le milieu intergalactique (IGM) est devenu ionisé, une température plus élevée a rendu plus difficile l'effondrement des gaz en petits halos. Par conséquent, pour comprendre le développement hiérarchique des galaxies, il est nécessaire d'évaluer l'impact de la réionisation.
7.2 Rétroaction
La réionisation n'est pas un processus unidirectionnel : l'ionisation et le chauffage des gaz freinent la formation ultérieure d'étoiles. Un milieu plus chaud et ionisé s'effondre moins bien, donc le retour de rétroaction de la photoionisation peut inhiber la formation d'étoiles dans les plus petits halos.
7.3 Vérification des modèles d'astrophysique et de physique des particules
En comparant les données de réionisation avec les modèles théoriques, les scientifiques peuvent vérifier :
- Les propriétés des premières étoiles (population III) et des premières galaxies.
- Le rôle de la matière noire et sa structure à petite échelle.
- La précision des modèles cosmologiques (par ex., ΛCDM), leurs ajustements possibles ou théories alternatives.
8. Conclusion
La réionisation complète l'histoire de l'Univers – passant d'un état initial neutre et sombre à un milieu intergalactique ionisé et baigné de lumière. Ce processus a été déclenché par les premières étoiles et galaxies, dont la lumière ultraviolette a progressivement ionisé l'hydrogène à travers le cosmos (entre z ≈ 10 et z ≈ 6). Les données d'observation – des spectres de quasars, des lignes Lyman-α, de la polarisation du CMB aux toutes récentes observations de la ligne à 21 cm – reconstituent cette époque avec une précision croissante.
Cependant, de nombreuses questions fondamentales demeurent : Quelles étaient les principales sources de réionisation ? Quelle a été l'évolution précise et la structure des régions ionisées ? Comment la réionisation a-t-elle influencé la formation ultérieure des galaxies ? Les recherches nouvelles et à venir promettent d'apporter une compréhension plus profonde, mettant en lumière la manière dont l'astrophysique et la cosmologie se sont entremêlées pour créer l'une des plus grandes transformations de l'Univers primordial.
Liens et lectures complémentaires
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). « Sur la densité d'hydrogène neutre dans l'espace intergalactique. » The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). « Résultats intermédiaires Planck 2016. XLVII. Contraintes Planck sur l'histoire de la réionisation. » Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). « Cosmologie aux basses fréquences : la transition à 21 cm et l'Univers à haut décalage vers le rouge. » Physics Reports, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). « Au commencement : les premières sources de lumière et la réionisation de l'Univers. » Physics Reports, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). « Contraintes observationnelles sur la réionisation cosmique. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
En nous appuyant sur ces observations cruciales et ces modèles théoriques, nous percevons la réionisation comme un événement exceptionnel, mettant fin aux Âges sombres et ouvrant la voie à des structures cosmiques impressionnantes visibles dans le ciel nocturne, tout en offrant une opportunité inestimable d'explorer les premiers instants lumineux de l'Univers.