ÉTOILES

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 M_c 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 M_c 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 de poussière (lorsqu'ils sont assez froids, T de l'ordre de 10 K) présents dans le nuage. L'efficacité de la formation de molécules sur les grains varie beaucoup avec la température de ces derniers. À l'intérieur d'un nuage, cette température présente des fluctuations sur une échelle de longueur correspondant en ordre de grandeur à une profondeur optique (τ) unité. Là où les grains sont légèrement plus froids que la moyenne, la formation de molécules s'accélère ; cependant, recouverts d'une couche moléculaire, les grains se refroidissent plus vite, ce qui contribue à accroître le taux de formation de molécules : le processus s'accélère. Chaque région de dimension voisine de τ = 1 évolue pratiquement indépendamment de ses voisines : le nuage se fragmente.

Ce mécanisme peut rendre compte de la distribution de masse initiale des étoiles. Selon cette théorie, les fragments les plus massifs sont formés à la périphérie du nuage, là où la densité est la moins élevée.

De nombreux chercheurs ont entrepris l'étude de la contraction et de l'évolution des fragments ainsi formés. Certains désaccords portent sur la détermination de l'opacité au rayonnement des nuages à basses températures, ainsi que sur le traitement des mouvements de convection et du transfert radiatif. Néanmoins, plusieurs tendances générales peuvent être dégagées. Une région centrale beaucoup plus dense que la périphérie se développe rapidement et attire à elle la matière environnante. Quand la densité centrale atteint environ 10¹¹ particules par centimètre cube, le cœur devient opaque au rayonnement infrarouge émis par les grains. Sa température augmente et la pression devient suffisante pour arrêter son effondrement. Sa masse et sa température (voisines à ce moment de 5 × 10^—3M⊙ et 200 K) continuent de s'élever au fur et à mesure qu'il attire le reste de l'enveloppe. Quand la température atteint environ 2 000 K, les molécules H₂ se dissocient, ce qui provoque un nouvel effondrement du cœur. Il se forme un second cœur, dont la masse et la température sont alors voisines de 10^—3M⊙ et 2 × 10⁴ K ; son rayon est proche de celui du Soleil. Toute la matière contenue dans l'enveloppe peut tomber sur la protoétoile. Cependant, si cette dernière est suffisamment massive, la pression de radiation ou le vent stellaire peuvent arrêter cette chute : on pourrait expliquer ainsi pourquoi l'on n'observe pas d'étoiles de masse supérieure à 100 M⊙. Une fois l'enveloppe complètement accrétée ou dispersée, le cœur, en quelque sorte sorti de son cocon, apparaît comme une étoile qui se rapproche de la séquence principale (fig. 1). On pense que la rotation et le champ magnétique jouent un rôle fondamental dans la formation éventuelle d'un cortège planétaire lors de l'effondrement de l'enveloppe entourant la protoétoile. La durée de l'ensemble de ces phénomènes est de l'ordre d'1 million d'années.

Les propriétés calculées du rayonnement infrarouge émis par l'enveloppe protostellaire sont en accord qualitatif avec les observations dans l'infrarouge (absorption à 3 μm et 10 μm). Quand l'enveloppe a cessé d'être totalement opaque au rayonnement émis par le cœur, les spectres prédits sont voisins de ceux qui sont observés pour les étoiles du type T Tauri.

Un certain nombre d'observations viennent guider les recherches concernant la formation des étoiles.

Les étoiles de type T Tauri, variables irrégulières jeunes, sont rencontrées au voisinage des associations OB (constituées d'étoiles jeunes et chaudes), dont on estime l'âge à 10⁶-10⁷ ans, mais également près des étoiles de Herbig ou dans des nuages opaques. Les caractéristiques du rayonnement reçu de ces étoiles (émission continue, raies de Balmer, excès d'infrarouge) indiquent la présence d'une enveloppe chaude et dense (10³ à 10⁶ atomes par mètre cube). Une perte de masse, ou vent stellaire, importante affecte la plupart de ces étoiles de masse relativement faible (M ≤ 2 M⊙). Elles rejoignent la séquence principale suivant les tracés de Hayashi.

Les étoiles de Herbig (exemple : FU Orionis) sont des étoiles variables irrégulières, très jeunes, dont le spectre présente de nombreuses raies d'émission. Elles sont étroitement associées à un nuage dense de matière interstellaire qu'elles illuminent. Leur masse peut être déterminée en déduisant l'intensité de la gravité à leur surface de la forme du profil de certaines raies spectrales (raies de Balmer). Il s'agit d'étoiles de masse supérieure à 2 ou 3 masses solaires qui rejoignent, en équilibre radiatif, la région du diagramme HR appelée séquence principale. Leur âge est compris entre 10⁵ et 10⁶ ans. Elles sont entourées d'une enveloppe de gaz chaud (température voisine de 2 × 10⁴ K), ionisé et en expansion. Certaines observations à la longueur d'onde infrarouge de 10 μm semblent indiquer la présence d'une coquille de poussière dans la partie la plus froide de l'enveloppe.

Les techniques d'observation radio (molécules interstellaires) et infrarouge ont permis un développement rapide de la connaissance des propriétés du milieu dans lequel se forment les étoiles, et des étoiles en formation elles-même, qui sont des sources infrarouges. L'émission des molécules comme CO (à 2,6 mm de longueur d'onde), H₂CO, CS, etc. a permis de déterminer la structure et la température (qui peut être inférieure à 10 K) des nuages denses (nuages moléculaires, globules de Bok). Dans beaucoup de ces nuages, on observe des sources infrarouges ponctuelles puissantes dont la plupart sont invisibles dans le domaine optique. L'objet de Becklin-Neugebauer, situé dans la nébuleuse d'Orion, a une luminosité totale plusieurs milliers de fois supérieure à celle du Soleil. L'interférométrie speckle, technique d'observation qui permet d'obtenir une grande résolution angulaire, a révélé la présence d'un cocon de matière dégradant dans l'infrarouge le rayonnement visible et ultraviolet émis par un objet central.