Notes sur le milieu interstellaire et la galaxie: la formation - l'étoile, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez9 January 2014

Notes sur le milieu interstellaire et la galaxie: la formation - l'étoile, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le milieu interstellaire et la galaxie: la formation - l'étoile. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: es nuages moléculaires, la galaxie, Fragmentation, Naissance d'une étoile, la séque...
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Il peut paraître étonnant que des ensembles aussi énormes que les nuages moléculaires

géants puissent exister car la force de gravité devrait les faire s'effondrer sur eux-mêmes. En

fait, plusieurs processus interviennent pour assurer une relative stabilité. D'abord, les étoiles

proches réchauffent le gaz des nuages, ce qui se traduit par une agitation des molécules, donc

par une force de pression interne qui peut résister à l'effondrement. Ensuite, le nuage n'est pas

immobile mais tourne sur lui-même. Les molécules de gaz sont de ce fait soumises à une force

centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre du nuage. Enfin, le champ magnétique

interstellaire est également à l'origine d'une force contribuant à la stabilité.

Cette situation ne dure cependant pas éternellement car certains facteurs peuvent rompre

l'équilibre et déclencher un effondrement gravitationnel. Une première possibilité est le passage

du nuage dans une zone de haute densité de matière. Notre Galaxie n'a pas une répartition de

matière uniforme mais contient des zones plus denses que la moyenne. Lorsqu'un nuage

moléculaire géant traverse une de ces zones, il subit une force de compression qui peut rompre

l'équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel. Une autre cause possible est

l'explosion d'une supernova. Cet événement donne lieu à une formidable onde de choc qui

compresse violemment les régions qu'elle traverse et peut donc provoquer l'effondrement

gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. C'est d'ailleurs ce scénario qui est retenu pour

expliquer la formation du Soleil.

Barnard 68, un globule de Bok composé de gaz et de poussière situé à 410 années-lumière. Sa

température est de 16 Kelvins, sa masse deux fois celle du Soleil, sa taille 12500 unités

astronomiques. Les forces de gravité et de pression sont encore en équilibre, mais les observations

montrent que le nuage risque à tout moment de s'effondrer sur lui-même pour donner naissance à

une nouvelle étoile. Crédit : ESO/VLT

Fragmentation

Une fois la stabilité rompue, un nuage moléculaire géant ne va pas simplement se contracter. Il

commence d'abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Ce processus fut étudié

par le physicien britannique James Jeans qui montra au début du siècle qu'un nuage de gaz

soumis aux exigences opposées de la force de gravitation et de la pression interne finit par se

contracter si sa masse est supérieure à un certain seuil, appelé la masse de Jeans. Ce seuil est

d'autant plus faible que le nuage est dense et d'autant plus grand que la température est

élevée. Ainsi, un nuage dense se contractera plus facilement qu'un nuage ténu, et, pour une

densité donnée, un nuage froid s'effondrera plus aisément qu'un nuage chaud. La masse de

Jeans dicte la taille des nuages susceptibles de s'effondrer et ce sont les variations de cette

masse critique avec la température et la densité qui déterminent le déroulement des

événements après la rupture de l'équilibre.

A l'intérieur du nuage moléculaire géant dont l'équilibre vient d'être rompu, des blocs de la

masse de Jeans deviennent indépendants de l'ensemble et commencent à se contracter. Au fur

et à mesure de la compression, la densité s'accroît dans chacun de ces blocs, ce qui y fait

baisser le seuil critique de Jeans. En conséquence, une nouvelle série de fragmentations

commence et chacun des blocs se subdivise lui-même en nuages plus petits et plus denses. La

masse de Jeans continue donc à baisser et ainsi de suite. Une succession de divisions se

déroule qui donne naissance, à partir d'un nuage géant, à une grande quantité de fragments de

plus en plus petits.

Le processus de fragmentation finit par s'arrêter. Jusqu'à présent, les nuages étaient

transparents et le rayonnement pouvait donc s'échapper librement. C'est lui qui débarrassait le

nuage de son surplus d'énergie. Mais à un certain moment, les blocs de gaz atteignent une

densité suffisante pour devenir opaques et empêchent alors le rayonnement d'accomplir sa

tâche d'élimination de l'excès d'énergie. Par conséquent, la température du nuage, qui était

stable jusque là, commence à monter, ce qui se traduit par une augmentation de la masse de

Jeans. Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas, sont alors

trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s'arrête.

Naissance d'une étoile

Lorsque la fragmentation s'arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une protoétoile qui

continue à se contracter et à s'échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en

énergie thermique. Le rayonnement peut encore partiellement s'échapper. La température reste

donc modérée et la lumière de l'étoile se situe dans l'infrarouge. Mais la contraction continue et

le gaz devient finalement opaque. La température de la protoétoile atteint alors plusieurs

milliers de kelvins et l'astre se met à briller dans le domaine visible. Comme ses dimensions

sont encore énormes, la protoétoile est alors extrêmement brillante. A ce stage de sa vie, le

protosoleil était par exemple 100 fois plus brillant que de nos jours.

Au centre de l'astre, la densité et la température augmentent de plus en plus. Arrive finalement

le moment où la température centrale atteint 10 millions de degrés et où les réactions

nucléaires de fusion de l'hydrogène se déclenchent. A ce moment, une énorme quantité

d'énergie est produite qui donne naissance à une forte pression interne s'opposant à la force de

gravité et stabilisant l'astre. La contraction s'arrête et c'est le début de la vie de l'étoile sur

la séquence principale.

La durée de la formation d'une étoile est beaucoup plus courte que sa longévité sur la séquence

principale. Elle dépend fortement de la masse de l'étoile considérée. Elle est ainsi de plusieurs

dizaines de millions d'années pour une étoile comme le Soleil, mais de moins de 100 000 ans

pour un astre de 10 masses solaires.

Notons encore, pour être complet, que toutes les étoiles ne naissent pas dans des nuages

moléculaires géants. Certaines, parmi les moins massives, se forment à partir de nuages

moléculaires plus petits, dont les dimensions peuvent descendre jusqu'à moins d'un parsec,

appelés les globules de Bok.

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