(nom abrégé informel : ULAS J1342+0928 ou simplement J1342+0928) est un quasar dont la découverte par Eduardo Bañados et ses collaborateurs dans le journal le . Avec un décalage vers le rouge (z) de , il est le quasar le plus lointain jamais observé en date de , situé à 13,1 milliards d'années-lumière du Système solaire, dépassant , qui fut pendant plus d'une demi-décennie le seul quasar connu avec z >7 .
Il a une luminosité bolométrique égale à () de fois celle du Soleil. Le trou noir central responsable de la luminosité de ce quasar a une masse de () de masses solaires.
Ce trou noir est observé tel qu'il était seulement d'années après le Big Bang, soit 5 % de l'âge actuel de l'Univers. Cette découverte renforce les modèles de croissance des trous noirs précoces qui autorisent des trous noirs avec des masses initiales de plus d'environ 10 000 masses solaires ou une accrétion hyper-Eddington épisodique. Bien qu'une unique structure à forte densité de colonne d'hydrogène neutre (supérieure à ) à proximité immédiate du quasar puisse engendrer un spectre similaire, la probabilité d'existence d'un tel système est estimée inférieure à 1 %. Les découvreurs dérivent ainsi une fraction d'hydrogène neutre dans le milieu intergalactique significatif, bien que la valeur exacte soit dépendante du modèle considéré. Leur analyse la plus conservatrice donne une proportion d'hydrogène neutre (H) supérieure à 0,33 (respectivement 0,11) à une probabilité de 68 % (respectivement 95 %), indiquant que le quasar est bien observé à l'époque de la réionisation.
Ce quasar se trouve à 13,1 milliards d'années-lumière de la Terre dans la constellation du Bouvier.
Découverte Le , des astronomes annoncent la découverte d'un quasar grâce à l'étude des données du WISE, d'observations avec l'un des télescopes Magellan au Chili, de recherches avec le grand télescope binoculaire en Arizona et d'observations avec le télescope Gemini North de l'observatoire Gemini à Hawaii. Les scientifiques déterminent que le trou noir supermassif existe environ 690 millions d'années après la naissance de l'Univers, soit environ 5 % de son âge actuel.
Le quasar s'est formé à l'époque de la réionisation, soit au plus tard 1 milliard d'années après la naissance de l'Universpreprint of this paper. Le quasar a éjecté d'énormes quantités de poussières et de gaz dans le milieu interstellaire de sa galaxie hôte.
Population En septembre 2022, une équipe de scientifiques a réussi à mettre en évidence que le quasar est entouré d'un halo de gaz, mais ce dernier présente une totale surabondance d'éléments tels que le fer, de sorte que l'équipe de scientifiques responsable de cette découverte a émis l'hypothèse que cette surabondance provient d'une supernova d'une étoile de population III, la première à être identifiée jusqu'ici. La recherche d'étoiles de la population III fascine et échappe aux astrophysiciens depuis des décennies. Un endroit prometteur pour capturer des preuves de leur présence doit être les objets à décalage vers le rouge élevé ; les signatures doivent être enregistrées dans leurs abondances chimiques caractéristiques. Les abondances de fer et de magnésium observées dans le halo extérieur du quasar ont été identifiées à partir des raies d'émission ultraviolettes de l'ion ferreux et du magnésium dans le spectre proche infrarouge de l'UKIDSS Large Area Survey. Cette équipe constate que le halo de ce quasar est extrêmement enrichi, d'un facteur 20 par rapport à l'abondance de fer dans la photosphère solaire, ainsi qu'un très faible rapport entre l'abondance de magnésium/fer, avec des niveaux de [Fe/H] = 1,36 ± 0,19 et [Mg/Fe] = -1,11 ± 0,12, seulement 700 millions d'années après le Big Bang. Une telle caractéristique d'abondance inhabituelle ne peut pas être expliquée par la vision standard de l'évolution chimique de l'univers qui considère que ces abondances ne peuvent être causées que par des supernovas canoniques.
Bien qu'il reste une incertitude dans la mesure de masse élevée par rapport à celle attendue avec les étoiles de population III, la grande quantité de fer dans le halo de ULAS J1342+0928 a été fournie par une supernova à instabilité de paires causée par l'explosion d'un énorme étoile de la population III, dont la masse peut être comprise entre . Les modèles d'évolution chimique basés sur l'enrichissement initial des supernovas à production de paires expliquent bien la surabondance de fer dans le halo du quasar.
Selon la cosmologie du Big Bang, la nucléosynthèse ne produit pas d'éléments lourds en raison de la diminution rapide de la densité et de la température à mesure que l'Univers s'étend. Cela a conduit à une interprétation immédiate que les éléments lourds observés dans divers objets de l'Univers sont synthétisés à l'intérieur des étoiles massives et éjectés par les supernovas. Ainsi, la première génération d'objets stellaires appelés Population III devrait être des étoiles massives nées d'un gaz de composition primitive constitué presque exclusivement d'hydrogène et d'hélium. Si la fonction de masse initiale des hypothétiques étoiles de population III s'étendait à des masses aussi basses que , leur durée de vie serait aussi longue que l'âge de la galaxie, et ils survivraient pour être observés de nos jours. Contrairement aux attentes, malgré les grands efforts d'observation déployés au cours des quatre dernières décennies, aucune étoile sans métaux n'a été trouvée dans la Voie lactée. Ce résultat nul a été discuté du point de vue de savoir si les étoiles de population III de faible masse ont été classées à tort comme des étoiles modérément pauvres en métaux en raison de leur pollution de surface après leur naissance, ou s'ils ne se sont pas réellement formés, comme le suggèrent certains arguments théoriques. Dans tous les cas, l'existence d'étoiles de population III de faible masse restera une hypothèse à moins qu'une étoile véritablement sans métaux ne soit découverte à l'avenir.
D'autre part, bien qu'il reste une incertitude importante dans notre compréhension de la fin de ces étoiles, les étoiles massives de population III avec des masses sensiblement supérieures à qui provoquent une nucléosynthèse explosive sont de courte durée et auraient déjà dû devenir des supernovas bien avant la formation de la galaxie hôte. Cependant, le schéma d'abondance des éléments lourds devrait être enregistré dans le schéma d'abondance des étoiles de deuxième génération nées du gaz environnant mélangé aux gaz éjectés par les supernovas de leurs voisines de génération III. Sur la base de cette idée, ainsi que des calculs de nucléosynthèse explosive des progéniteurs de population III, les signatures de nucléosynthèse des étoiles massives de population III ont été recherchées dans les observations des modèles d'abondance d'éléments lourds dans les étoiles de population II extrêmement pauvres en métaux que l'on pense être la seconde génération presque aussi vieilles que les étoiles de la population III. Cependant, motivé par l'idée que les premières étoiles se forment en petits amas ouverts, il a été suggéré que les étoiles de deuxième génération pourraient s'être formées à partir de gaz enrichi par plusieurs supernovas de populations III avec différentes masses progénitrices.
Dans ce cas, le problème inverse de trouver le progéniteur de la supernova à partir du modèle d'abondance d'une étoile de deuxième génération ne garantit pas nécessairement l'unicité de la solution, et le résultat est moins contraint. De plus, il reste le problème de savoir si les véritables étoiles de deuxième génération peuvent être séparées uniquement par leur métallicité ou leur âge. Des recherches dans ce sens sont toujours en cours, mais les résultats obtenus jusqu'à présent ne limitent pas définitivement les propriétés des étoiles massives de population III dans la galaxie. On sait depuis longtemps que si l'hydrogène dans l'espace intergalactique était neutre, alors aucune lumière émise par les quasars à des longueurs d'onde plus courtes que la longueur d'onde de l'hydrogène Lyα ne pourrait être détectée. La première preuve que l'Univers subit une réionisation a été trouvée dans les observations des raies Lyα de l'hydrogène dans les spectres de quasars. Le nombre de lignes diminue avec la diminution du décalage vers le rouge, indiquant que la réionisation augmente à mesure que l'Univers s'étend. La formation de quasars et des premières étoiles autour de z ∼ 7 à 10 a déclenché la transition de l'Univers d'un état neutre à un état entièrement ionisé.
Ces dernières années, les simulations cosmologiques ont inspiré des tentatives pour prédire l'observabilité des premières étoiles massives et leurs propriétés à l'époque de la réionisation cosmique, et ont suscité un intérêt croissant pour détecter les premières étoiles par des observations spectroscopiques d'objets à décalage vers le rouge élevé qui peuvent être retracées dans le temps jusqu'à cette époque. Dans ce contexte, le spectre proche infrarouge du quasar ULAS J1342+0928 a beaucoup attiré l'attention. ULAS J1342+0928 est le quasar le plus éloigné (même si QSO J0313-1806 pourrait se trouver plus loin que ULAS J1342+0928) et se trouve dans la période de transition de la réionisation cosmique, où la contribution du quasar à la réionisation est encore controversée. C'est la première fois qu'un spectre détaillé du quasar le plus éloigné est obtenu. Le spectre contient un certain nombre de raies d'émission d'éléments lourds émises dans la gamme de longueurs d'onde ultraviolette-visible, situées dans une région interprétée comme un halo. On pense que ces raies proviennent d'éléments lourds fournis dans le halo par la nucléosynthèse explosive d'étoiles massives formées avant 700 millions d'années après le Big Bang. Selon des calculs théoriques, le rapport d'abondance des éléments ionisés tels que l'oxygène, le néon, le magnésium et le silicium par rapport à l'abondance de fer est sensible à divers types de progéniteurs de supernovas anciennes. Par conséquent, il est possible de distinguer les progéniteurs des supernovas de populations III des mesures [α/Fe] avec une grande fiabilité. Le rapport d'abondance [α/Fe] pour ULAS J1342 devrait donc fournir de nouvelles informations sur la possible existence des étoiles de populations III.
Pour étudier l'évolution du décalage vers le rouge du rapport d'abondance [α / Fe], le rapport de flux des raies d'émission de l'ion ferreux et du magnésium dans le spectre du quasar a récemment été mesuré par de nombreux chercheurs. Cependant, aucune évolution claire du décalage vers le rouge n'a été observée dans ces mesures de rapport de flux. D'autre part, des études statistiques de spectres de quasars ont montré que le rapport de flux Fe II/Mg II dépend non seulement de l'abondance des éléments lourds, mais également de paramètres de sous-abondance. Ces résultats suggèrent que la conversion des flux de raies d'émission Fe II et Mg II dans le rapport d'abondance [Mg/Fe] est essentielle pour étudier quantitativement l'évolution chimique de l'univers.
Des calculs ont permis de déduire l'origine de l'anomalie, dans le rapport [Mg/Fe] dans le halo de ULAS J1342+0928, en tant qu'une supernova à production paires venant d'une étoile progénitrice d'une masse estimée à . Selon de récents calculs de nucléosynthèse, l'éjection de matière de la supernova a la valeur [Mg/Fe] la plus basse dans la gamme de masse des étoiles progénitrices de ce genre de supernova.