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ÉTOILES

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Formation des étoiles

Dans notre Galaxie, la majeure partie de la matière du milieu interstellaire est condensée en nuages interstellaires ; ces nuages sont de deux types :

– les nuages diffus, constitués d'hydrogène atomique neutre (régions H I), de densité relativement faible (de l'ordre de 10—2 à 10—1 atome par mètre cube) ; leur température est voisine de 100 K ;

– les nuages denses, qui contiennent des poussières et de nombreuses molécules ; leur densité est plus élevée, de 10—1 à 102 particules par mètre cube ; leur température est voisine de 10 K ; c'est dans cette dernière catégorie que se rangent les nuages sombres, les globules de Bok et les nuages moléculaires, sites de la formation des étoiles.

La théorie de la formation stellaire est en plein développement depuis les années 1980 et plusieurs mécanismes ont été proposés. Un des plus couramment admis peut être schématisé de la façon suivante.

À la suite de l'accrétion de plusieurs petits nuages, la pression interne (thermique et turbulente) d'un nuage peut devenir insuffisante pour contrebalancer les forces d'autogravitation : le nuage commence à se contracter. Cette contraction peut également être déclenchée par le passage de l'onde de choc qui accompagne l'onde de densité (onde qui – selon la théorie de Lin et Shu – est responsable de la structure des galaxies spirales) et se propage dans le milieu interstellaire. Au cours de la contraction, le nuage se fragmente. Les fragments de masse supérieure à quelques masses solaires se condensent à leur tour et vont former des étoiles.

Certains détails de ces mécanismes restent encore flous. Pour être acceptable, la théorie doit en particulier rendre compte du taux de formation d'étoiles et de la distribution observée de la masse des étoiles.

Un nuage est susceptible de s'effondrer sous l'effet des forces d'autogravitation si son énergie gravitationnelle est, en valeur absolue, supérieure à son énergie thermique. Pour une température T, une densité ρ et un poids moléculaire μ donnés, cela se produit quand la masse d'un nuage (supposé sphérique) dépasse la valeur critique donnée par le critère de Jeans :

où Mc est exprimée en masses solaires (1 M⊙ : environ 2 × 1030 kg). Dans cette expression, ζ est toujours voisin de 4 × 10—11. Les nuages diffus de masse supérieure ou égale à 103M⊙ sont gravitationnellement instables. Quant aux nuages denses, les conditions d'instabilité sont réunies dès que leurs masses atteignent quelques masses solaires. Cependant, les nuages denses sont rarement sphériques et la présence éventuelle d'un champ magnétique et d'un moment angulaire vient considérablement compliquer l'analyse. Le taux de formation d'étoiles dépend en partie de l'estimation de la masse critique Mc et du nombre des nuages qui atteignent cette masse par unité de temps.

Plusieurs auteurs ont décrit la fragmentation d'un nuage en l'assimilant à un processus aléatoire ou bien encore hiérarchisé, chaque étape de la fragmentation conduisant à la même masse totale d'étoiles. Cette dernière hypothèse rend assez bien compte de la distribution de masse des étoiles entre 1 M⊙ et 5 M⊙ mais sous-estime la proportion des étoiles plus massives.

La formation des molécules dans un nuage peut conduire à sa fragmentation. Les molécules ne peuvent se former que lorsque la densité, à la suite de la contraction globale du nuage, a atteint une valeur suffisamment élevée (plusieurs atomes par mètre cube). La formation de molécules comme H2 réduit le nombre de particules libres présentes dans le gaz, et donc la pression de ce dernier. Des instabilités de pression locales peuvent prendre naissance et se développer.

Les molécules se forment surtout sur les grains[...]

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