La naissance des étoiles

La naissance des étoiles
La naissance des étoiles
Un nuage moléculaire géant est un nuage dense - à l'échelle cosmique - de gaz et de poussières qui va être
assez froid pour permettre à des molécules plus ou moins complexes de se former. La température d'un tel
nuage est typiquement de l'ordre de 15K, soit -258°C.
Ce nuage possède une masse totale comprise entre 100.000 et quelques millions de masses solaires.
Il est composé en grande partie d'hydrogène, mais il contient aussi des molécules organiques complexes à
base de carbone. Ces molécules sont nécessaires au développement de la vie telle que nous la concevons...
Un exemple proche se trouve dans la
nébuleuse d'Orion : M42 n'est qu'à 1500
années lumière de nous. Le nuage est
illuminé par la lumière ultraviolette en
provenance des quatre étoiles géantes du
Trapèze.
Un tel nuage est un site de formation d'étoiles.
Source : NASA / HST
Suite à un événement externe, par exemple l'onde de choc d'une étoile proche qui explose, ou l'onde de
densité d'un bras spiral de la galaxie où il se trouve, des fragments de ce nuage vont commencer à se
condenser dans des régions appelées 'objets de Barnard' et 'globules de Bok'. Ces régions où la densité va
augmenter de manière considérable en même temps que la température sont appelées des protoétoiles.
Les étoiles sont des objets très sociables au début de leur vie : elles naissent par groupes au sein d'amas
parce qu'un nuage va donner naissance à un grand nombre d'étoiles dans un intervalle de temps réduit, du
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La naissance des étoiles
moins à l'échelle cosmique. Ce n'est que plus tard qu'elles finiront par s'éloigner les unes des autres pour
vivre de manière plus solitaire.
Un autre exemple de nuage, qui
est un site de formation d'étoiles :
M16, la nébuleuse de l'Aigle, dans
la constellation du Serpent.
En continuant à se condenser sous l'effet de la gravitation, le gaz des protoétoiles va se réchauffer. Quand
il sera assez chaud, il produira une émission de radiations dans les micro-ondes puis dans l'infra-rouge . A
la température de 2 à 3000 K, il pourra rayonner dans le rouge, mais cette lumière sera bloquée par le
nuage de poussière environnant.
L'étoile en formation nous est donc invisible de manière directe, mais on peut toutefois détecter de telles
régions du ciel par la réémission du nuage environnant dans l' infrarouge .
Ce nuage est très vaste, il peut faire environ 20 fois la taille du système solaire.
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La naissance des étoiles
Image infrarouge de RCW38, une région de formation
d'étoiles fortement obscurcie par les nuages de
poussière.
C'est le nuage lui-même qui réémet en infrarouge la
lumière des protoétoiles.
(source ESO)
Références : Condensations pré-stellaires au seuil de l'effondrement dans les nuages interstellaires
(DSM/DAPNIA)
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L'enfance des étoiles
L'enfance des étoiles
Quand une portion du nuage sera devenu assez compacte et assez chaude, des réactions nucléaires vont pouvoir démarrer localement :
l'hydrogène va se transformer en hélium par fusion nucléaire. C'est l'effondrement gravitationnel du nuage qui fournit l'énergie nécessaire au
démarrage et à l'entretien de ces réactions initiales.
La plus grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière va finir par être éjecté par les vents violents que va générer la protoétoile.
Cette éjection se fait principalement sous forme de jets polaires, perpendiculaires au disque de matière qui entoure encore l'étoile.
Selon les hypothèses actuelles, ces jets sont en partie provoqués par la déformation des lignes de champ magnétique au sein du nuage lorsque
le disque commence à se former.
Une vue de HH30, protoétoile en formation : si la future étoile elle-
même est invisible, elle illumine le disque de matière qui l'entoure (en
vert).
Les deux jets, issus de la région centrale, sont nettement visibles en
rouge.
Source : NASA/ HST
Cette éjection de matière du disque va devenir importante pour la suite de la formation de l'étoile, parce qu'elle évacue l'excès de moment
angulaire, et diminue ainsi la force centrifuge qui s'opposerait à l'effondrement gravitationnel.
Au bout de quelques millions d'années, une grande partie du disque a été éjecté. La jeune étoile au centre du nuage va devenir directement
visible.
Elle est alors dite dans l'état T-Tauri, ainsi nommé d'après une étoile prototype de la constellation du Taureau.
Une partie du gaz restant autour d'elle va se trouver piégé dans le champ magnétique de l'étoile, et s'échauffer suffisamment pour permettre
une émission de rayons X.
C'est à ce moment-là également que le disque de gaz qui entoure la jeune étoile va pouvoir, dans certains cas, se condenser pour former des
planètes.
Les proplydes d'Orion, de jeunes étoiles au stade T-
Tauri avec un disque proto-planétaire nettement
visible autour.
Source : NASA/HST
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L'enfance des étoiles
Tout ce processus n'a pas pris plus de 40 millions d'années. Peu de temps, en vérité, comparé au reste de la vie de l'étoile...
Processus de formation d'une étoile de masse moyenne. (Images NASA/ HST)
Ce que nous venons de décrire ici s'applique à des étoiles dont la masse finale est inférieure ou égale à quelques masses solaires.
La formation des étoiles massives reste encore largement incomprise à ce jour. Elle serait due en partie à des phénomènes de coalescence de
plusieurs protoétoiles.
Références : Feedback from Protostellar Outflows in Star and Star Cluster Formation (C.Matzner)
Primordial stellar evolution - The protostar phase ( S.W.Stahler &al.)
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