21.1 : Formation d'étoiles

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Identifier les processus parfois violents par lesquels certaines parties d'un nuage moléculaire s'effondrent pour produire des étoiles
• Reconnaissez certaines des structures observées sur les images de nuages moléculaires, comme celle d'Orion
• Expliquer comment l'environnement d'un nuage moléculaire permet la formation d'étoiles
• Décrire comment l'avancée des vagues de formation d'étoiles provoque l'évolution d'un nuage moléculaire

Alors que nous commençons notre exploration de la formation des étoiles, passons en revue quelques notions de base sur les étoiles abordées dans les chapitres précédents :

• Les étoiles stables (séquence principale) telles que notre Soleil maintiennent leur équilibre en produisant de l'énergie par fusion nucléaire dans leur cœur. La capacité de générer de l'énergie par fusion définit une étoile.
• Chaque seconde au Soleil, environ 600 millions de tonnes d'hydrogène sont fusionnées pour former de l'hélium, et environ 4 millions de tonnes se transforment en énergie au cours du processus. Ce taux d'utilisation d'hydrogène signifie que le Soleil (et toutes les autres étoiles) finira par manquer de combustible central.
• Les étoiles ont de nombreuses masses différentes, allant de 1/12 de masse solaire\(M_{\text{Sun}}\) à environ 100 à 200\(M_{\text{Sun}}\). Il y a beaucoup plus d'étoiles de faible masse que d'étoiles de masse élevée.
• Les étoiles de la séquence principale les plus massives (type spectral O) sont également les plus lumineuses et ont la température de surface la plus élevée. Les étoiles ayant la masse la plus faible de la séquence principale (type spectral M ou L) sont les moins lumineuses et les plus froides.
• Une galaxie d'étoiles telle que la Voie lactée contient d'énormes quantités de gaz et de poussière, suffisamment pour former des milliards d'étoiles comme le Soleil.

Si nous voulons trouver des étoiles encore en cours de formation, nous devons rechercher des endroits qui contiennent une grande quantité de matière première à partir de laquelle les étoiles sont assemblées. Les étoiles étant constituées de gaz, nous concentrons notre attention (et nos télescopes) sur les nuages denses et froids de gaz et de poussière qui parsèment la Voie lactée (voir la vignette du chapitre et la figure\(\PageIndex{1}\)).

Figure des\(\PageIndex{1}\) piliers de poussière et de globules denses en M16. (a) Cette image du télescope spatial Hubble des régions centrales de M16 (également connue sous le nom de nébuleuse de l'aigle) montre d'énormes colonnes de gaz froid (y compris de l'hydrogène moléculaire, H2) et de poussière. Ces colonnes ont une densité supérieure à celle des régions environnantes et ont résisté à l'évaporation provoquée par le rayonnement ultraviolet émis par un amas d'étoiles chaudes situé juste au-delà du coin supérieur droit de cette image. Le plus haut pilier mesure environ 1 année-lumière de long et la région M16 se trouve à environ 7 000 années-lumière de nous. (b) Cette vue rapprochée de l'un des piliers montre des globules très denses, dont beaucoup abritent des étoiles embryonnaires. Les astronomes ont inventé le terme globules de gaz évaporés (EGG) pour désigner ces structures, en partie pour pouvoir dire que nous avons trouvé des EGG à l'intérieur de la nébuleuse de l'aigle. Comme ces EGG sont exposés à l'action implacable du rayonnement des étoiles chaudes voisines, il est possible que certains n'aient pas encore collecté suffisamment de matière pour former une étoile.

Nuages moléculaires : pépinières stellaires

Comme nous l'avons vu dans Between the Stars : Gas and Dust in Space, les réservoirs de matière interstellaire les plus massifs et certains des objets les plus massifs de la Voie lactée sont les nuages moléculaires géants. Ces nuages ont un intérieur froid avec des températures caractéristiques de seulement 10 à 20 K ; la plupart de leurs atomes de gaz sont liés à des molécules. Ces nuages s'avèrent être les lieux de naissance de la plupart des étoiles de notre Galaxie.

Les masses des nuages moléculaires vont de mille fois la masse du Soleil à environ 3 millions de masses solaires. Les nuages moléculaires ont une structure filamenteuse complexe, similaire aux cirrus de l'atmosphère terrestre, mais beaucoup moins denses. Les filaments des nuages moléculaires peuvent mesurer jusqu'à 1 000 années-lumière de long. À l'intérieur des nuages se trouvent des régions froides et denses avec des masses typiques de 50 à 500 fois supérieures à la masse du Soleil ; nous donnons à ces régions le nom très technique de touffes. À l'intérieur de ces touffes, il existe des régions encore plus denses et plus petites appelées noyaux. Les noyaux sont les embryons des étoiles. Les conditions dans ces noyaux (basse température et densité élevée) sont exactement ce qui est nécessaire pour créer des étoiles. N'oubliez pas que l'essence de l'histoire de la vie de toute étoile est la compétition permanente entre deux forces : la gravité et la pression. La force de gravité, tirée vers l'intérieur, tente de faire s'effondrer une étoile. La pression interne produite par les mouvements des atomes de gaz, poussant vers l'extérieur, tente de forcer l'étoile à se dilater. Lorsqu'une étoile se forme pour la première fois, une température basse (et donc une basse pression) et une densité élevée (donc une plus grande attraction gravitationnelle) contribuent toutes deux à donner l'avantage à la gravité. Pour former une étoile, c'est-à-dire une boule de matière dense et chaude capable de déclencher des réactions nucléaires en profondeur, nous avons besoin d'un noyau typique d'atomes et de molécules interstellaires dont le rayon diminue et augmente sa densité d'un facteur de près de 1020. C'est la force de gravité qui produit cet effondrement radical.

Le nuage moléculaire d'Orion

Discutons de ce qui se passe dans les régions de formation des étoiles en considérant un site voisin où les étoiles se forment actuellement. L'une des pépinières d'étoiles les plus étudiées se trouve dans la constellation d'Orion, The Hunter, à environ 1 500 années-lumière (Figure\(\PageIndex{2}\)). Le motif du chasseur est facilement reconnaissable à la « ceinture » bien visible de trois étoiles qui marque sa taille. Le nuage moléculaire d'Orion est beaucoup plus grand que le motif des étoiles et constitue une structure vraiment impressionnante. Dans sa grande dimension, il s'étend sur une distance d'environ 100 années-lumière. La quantité totale de gaz moléculaire est d'environ 200 000 fois la masse du Soleil. La majeure partie du nuage ne brille pas de lumière visible mais trahit sa présence par le rayonnement émis par le gaz poussiéreux aux longueurs d'onde infrarouge et radio.

Figure\(\PageIndex{2}\) Orion dans le visible et l'infrarouge. (a) Le groupe d'étoiles Orion a été nommé d'après le légendaire chasseur de la mythologie grecque. Trois étoiles rapprochées en un maillon marquent la ceinture d'Orion. Les anciens imaginaient une épée suspendue à la ceinture ; l'objet au bout de la ligne bleue de cette épée est la nébuleuse d'Orion. (b) Cette vue infrarouge à grand angle de la même zone a été prise avec le satellite astronomique infrarouge. Les nuages de poussière chauffés dominent cette image en fausses couleurs, et de nombreuses étoiles qui se détachaient sur la partie (a) sont désormais invisibles. Une exception est l'étoile géante rouge et fraîche Bételgeuse, que l'on peut voir sous la forme d'un point jaunâtre au sommet gauche du triangle bleu (à l'aisselle gauche d'Orion). Le grand anneau jaune à droite de Bételgeuse est le vestige d'une étoile qui a explosé. L'image infrarouge nous permet de voir à quel point le nuage moléculaire d'Orion est grand et plein de matière plus froide. Sur l'image en lumière visible de gauche, vous ne voyez que deux régions colorées de matière interstellaire : les deux taches jaune vif à l'extrémité gauche et en dessous de la ceinture d'Orion. La partie inférieure est la nébuleuse d'Orion et la plus haute est la région de la nébuleuse de Horsehead.

Les étoiles de la ceinture d'Orion ont généralement environ 5 millions d'années, alors que les étoiles situées au milieu de « l'épée » suspendue à la ceinture d'Orion n'ont que 300 000 à 1 million d'années. La région située à peu près à mi-chemin de l'épée où se poursuit la formation des étoiles s'appelle la nébuleuse d'Orion. Environ 2 200 jeunes étoiles se trouvent dans cette région, qui ne mesure qu'un peu plus d'une douzaine d'années-lumière de diamètre. La nébuleuse d'Orion contient également un amas étroit d'étoiles appelé trapèze (Figure\(\PageIndex{4}\)). Les étoiles trapézoïdales les plus brillantes peuvent être vues facilement à l'aide d'un petit télescope.

Figure : Nébuleuse d'\(\PageIndex{3}\)Orion. (a) La nébuleuse d'Orion est représentée en lumière visible. (b) Avec le rayonnement proche infrarouge, nous pouvons voir plus de détails à l'intérieur de la nébuleuse poussiéreuse, car l'infrarouge peut pénétrer la poussière plus facilement que la lumière visible.

Comparez cela avec notre propre environnement solaire, où l'espacement typique entre les étoiles est d'environ 3 années-lumière. Seul un petit nombre d'étoiles de l'amas d'Orion peuvent être observées à la lumière visible, mais les images infrarouges, qui pénètrent mieux la poussière, détectent les plus de 2 000 étoiles qui font partie du groupe (Figure\(\PageIndex{4}\)).

Figure Région\(\PageIndex{4}\) centrale de la nébuleuse d'Orion. La nébuleuse d'Orion abrite certaines des plus jeunes étoiles du quartier solaire. Au cœur de la nébuleuse se trouve l'amas de trapèzes, qui comprend quatre étoiles très brillantes qui fournissent une grande partie de l'énergie qui fait briller la nébuleuse si brillamment. Sur ces images, nous voyons une section de la nébuleuse en (a) lumière visible et (b) infrarouge. Les quatre étoiles brillantes au centre de l'image en lumière visible sont les étoiles trapézoïdales. Remarquez que la plupart des étoiles vues dans l'infrarouge sont complètement masquées par la poussière sur l'image en lumière visible. (crédit a : modification des travaux de la NASA, C.R. O'Dell et S.K. Wong (Université Rice) ; crédit b : modification des travaux de la NASA ; K.L. Luhman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ; et G. Schneider, E. Young, G. Rieke, G. Rieke, A. Cotera, H. Chen, M. Rieke, R. Thompson (Observatoire Steward, Université de l'Arizona))

Des études sur Orion et d'autres régions de formation d'étoiles montrent que la formation des étoiles n'est pas un processus très efficace. Dans la région de la nébuleuse d'Orion, environ 1 % de la matière du nuage a été transformée en étoiles. C'est pourquoi nous voyons encore une quantité importante de gaz et de poussière à proximité des étoiles du trapèze. La matière restante est finalement chauffée, soit par le rayonnement et les vents des étoiles chaudes qui se forment, soit par l'explosion des étoiles les plus massives. (Nous verrons dans les chapitres suivants que les étoiles les plus massives passent leur vie très rapidement et finissent par exploser.)

Faites un voyage à travers la nébuleuse d'Orion pour visionner une belle visite vidéo commentée de cette région.

Que ce soit de manière douce ou explosive, la matière qui se trouve à proximité des nouvelles étoiles est emportée dans l'espace interstellaire. Les groupes ou amas d'étoiles plus anciens peuvent désormais être facilement observés en lumière visible car ils ne sont plus enveloppés de poussière et de gaz (Figure\(\PageIndex{5}\)).

Figure\(\PageIndex{5}\) Westerlund 2. Ce jeune amas d'étoiles connu sous le nom de Westerlund 2 s'est formé dans la région de formation d'étoiles de Carina il y a environ 2 millions d'années. Les vents stellaires et la pression produite par le rayonnement des étoiles chaudes de l'amas soufflent et sculptent le gaz et la poussière environnants. La nébuleuse contient encore de nombreux globules de poussière. Les étoiles continuent de se former dans les globules et les piliers plus denses de la nébuleuse. Cette image du télescope spatial Hubble comprend des expositions dans le proche infrarouge de l'amas d'étoiles et des observations en lumière visible de la nébuleuse environnante. Les couleurs de la nébuleuse sont dominées par la lueur rouge de l'hydrogène et par les émissions bleu-vert provenant de l'oxygène incandescent.

Bien que nous ne sachions pas ce qui a initialement provoqué la formation d'étoiles à Orion, il existe de bonnes preuves que la première génération d'étoiles a déclenché la formation d'étoiles supplémentaires, ce qui a entraîné la formation d'autres étoiles encore (Figure\(\PageIndex{6}\)).

Figure\(\PageIndex{6}\) propageant la formation d'étoiles. La formation des étoiles peut se déplacer progressivement à travers un nuage moléculaire. Le groupe d'étoiles le plus ancien se trouve à gauche du diagramme et s'est élargi en raison des mouvements des étoiles individuelles. Les étoiles du groupe finiront par se disperser et ne seront plus reconnaissables en tant qu'amas. Le plus jeune groupe d'étoiles se trouve sur la droite, à côté du nuage moléculaire. Ce groupe d'étoiles n'a que 1 à 2 millions d'années. La pression du gaz chaud et ionisé qui entoure ces étoiles comprime la matière qui se trouve à proximité du nuage moléculaire et déclenche l'effondrement gravitationnel qui entraînera la formation d'un plus grand nombre d'étoiles.

L'idée de base de la formation d'étoiles déclenchée est la suivante : lorsqu'une étoile massive se forme, elle émet une grande quantité de rayonnement ultraviolet et éjecte du gaz à grande vitesse sous la forme d'un vent stellaire. Cette injection d'énergie réchauffe le gaz autour des étoiles et provoque son expansion. Lorsque les étoiles massives épuisent leur réserve de carburant, elles explosent et l'énergie de l'explosion réchauffe également le gaz. Les gaz chauds s'accumulent dans le nuage moléculaire froid environnant, comprimant la matière qui s'y trouve et augmente sa densité. Si cette augmentation de densité est suffisamment importante, la gravité vaincra la pression et des étoiles commenceront à se former dans le gaz comprimé. Une telle réaction en chaîne, où les étoiles les plus brillantes et les plus chaudes d'une région deviennent la cause de la formation d'étoiles « d'à côté », semble s'être produite non seulement à Orion mais également dans de nombreux autres nuages moléculaires.

De nombreux nuages moléculaires ne forment que (ou principalement) des étoiles de faible masse. Comme les étoiles de faible masse n'ont pas de vents forts et ne meurent pas en explosant, la formation d'étoiles déclenchée ne peut pas se produire dans ces nuages. Il existe également des étoiles qui se forment de manière relativement isolée dans de petits noyaux. Par conséquent, toutes les formations d'étoiles ne sont pas déclenchées à l'origine par la mort d'étoiles massives. Cependant, il existe probablement d'autres déclencheurs possibles, tels que les ondes de densité en spirale et d'autres processus que nous ne comprenons pas encore.

La naissance d'une étoile

Bien que des régions comme Orion nous fournissent des indices sur le début de la formation des étoiles, les étapes suivantes sont encore entourées de mystère (et de beaucoup de poussière). Il existe une énorme différence entre la densité du cœur d'un nuage moléculaire et la densité des étoiles les plus jeunes pouvant être détectées. L'observation directe de cet effondrement vers une densité plus élevée est presque impossible pour deux raisons. Tout d'abord, l'intérieur enveloppé de poussière des nuages moléculaires où ont lieu les naissances d'étoiles ne peut pas être observé à la lumière visible. Ensuite, le calendrier de l'effondrement initial (des milliers d'années) est très court, d'un point de vue astronomique. Comme chaque étoile passe une infime fraction de sa vie à ce stade, relativement peu d'étoiles subissent un processus d'effondrement à un moment donné. Néanmoins, en combinant des calculs théoriques et les observations limitées disponibles, les astronomes ont dressé un tableau de ce que seront probablement les premiers stades de l'évolution des étoiles.

La première étape du processus de création des étoiles est la formation de noyaux denses au sein d'un amas de gaz et de poussière (Figure\(\PageIndex{7}\) (a)). On pense généralement que tout le matériau de l'étoile provient du noyau, la plus grande structure qui entoure l'étoile en formation. Finalement, la force gravitationnelle du gaz entrant devient suffisamment forte pour dépasser la pression exercée par le matériau froid qui forme les noyaux denses. Le matériau subit ensuite un effondrement rapide, ce qui entraîne une augmentation importante de la densité du noyau. Pendant le temps où un noyau dense se contracte pour devenir une véritable étoile, mais avant que la fusion des protons pour produire de l'hélium ne commence, nous appelons l'objet une protoétoile.

Figure\(\PageIndex{7}\) Formation d'une étoile. (a) Des noyaux denses se forment au sein d'un nuage moléculaire. (b) Une protoétoile entourée d'un disque de matière se forme au centre d'un noyau dense, accumulant de la matière supplémentaire provenant du nuage moléculaire par attraction gravitationnelle. (c) Un vent stellaire se déchaîne mais est confiné par le disque pour s'écouler le long des deux pôles de l'étoile. (d) Finalement, ce vent balaie la matière nuageuse et arrête l'accumulation de matière supplémentaire, et une étoile nouvellement formée, entourée d'un disque, devient observable. Ces croquis ne sont pas dessinés à la même échelle. Le diamètre d'une enveloppe typique qui fournit du gaz à l'étoile nouvellement formée est d'environ 5 000 UA. Le diamètre typique du disque est d'environ 100 UA ou légèrement supérieur au diamètre de l'orbite de Pluton.

La turbulence naturelle à l'intérieur d'une touffe a tendance à donner à n'importe quelle partie de celle-ci un mouvement de rotation initial (même si elle est très lente). Par conséquent, chaque noyau qui s'effondre devrait tourner. Selon la loi de conservation du moment cinétique (abordée dans le chapitre sur les orbites et la gravité), un corps en rotation tourne plus rapidement à mesure que sa taille diminue. En d'autres termes, si l'objet peut faire tourner son matériau autour d'un cercle plus petit, il peut déplacer ce matériau plus rapidement, comme une patineuse artistique qui tourne plus rapidement lorsqu'elle rapproche ses bras de son corps. C'est exactement ce qui se passe lorsqu'un noyau se contracte pour former une protoétoile : à mesure qu'il rétrécit, sa vitesse de rotation augmente.

Mais toutes les directions d'une sphère en rotation ne sont pas égales. Lorsque la protoétoile tourne, il est beaucoup plus facile pour la matière de tomber directement sur les pôles (qui tournent le plus lentement) que sur l'équateur (où la matière se déplace le plus rapidement). Par conséquent, le gaz et la poussière qui tombent vers l'équateur de la protoétoile sont « retenus » par la rotation et forment un disque étendu tourbillonnant autour de l'équateur (partie b de la figure\(\PageIndex{7}\)). Vous avez peut-être observé ce même « effet équateur » sur le manège du parc d'attractions dans lequel vous vous tenez dos à un cylindre qui tourne de plus en plus vite. Lorsque vous tournez très vite, vous êtes poussé contre le mur si fortement que vous ne pouvez pas tomber vers le centre du cylindre. Le gaz peut toutefois tomber facilement sur la protoétoile depuis des directions éloignées de l'équateur de l'étoile.

À ce stade, la protoétoile et le disque sont encastrés dans une enveloppe de poussière et de gaz dont la matière continue de tomber sur la protoétoile. Cette enveloppe poussiéreuse bloque la lumière visible, mais le rayonnement infrarouge peut le traverser. Par conséquent, dans cette phase de son évolution, la protoétoile elle-même émet un rayonnement infrarouge et n'est donc observable que dans la région infrarouge du spectre. Une fois que la quasi-totalité de la matière disponible a été accrétée et que la protoétoile centrale a presque atteint sa masse finale, elle reçoit un nom spécial : elle est appelée étoile T Tauri, du nom de l'un des membres les plus étudiés et les plus brillants de cette classe d'étoiles, découvert dans le constellation du Taureau. (Les astronomes ont tendance à nommer les types d'étoiles d'après le premier exemple qu'ils découvrent ou comprennent. Ce n'est pas un système élégant, mais il fonctionne.) Seules les étoiles dont la masse est inférieure ou similaire à celle du Soleil deviennent des étoiles T Tauri. Les étoiles massives ne passent pas par cette étape, bien qu'elles semblent suivre le scénario de formation illustré à la Figure\(\PageIndex{7}\).

Vents et jets

Des observations récentes suggèrent que les étoiles T Tauri peuvent en fait être des étoiles se situant à un stade intermédiaire entre les protoétoiles et les étoiles fusionnant l'hydrogène, telles que le Soleil. Des images infrarouges à haute résolution ont révélé des jets de matière ainsi que des vents stellaires provenant de certaines étoiles T Tauri, preuve de leur interaction avec leur environnement. Un vent stellaire est principalement constitué de protons (noyaux d'hydrogène) et d'électrons s'éloignant de l'étoile à des vitesses de quelques centaines de kilomètres par seconde (plusieurs centaines de milliers de miles par heure). Lorsque le vent se lève pour la première fois, le disque de matière autour de l'équateur de l'étoile bloque le vent dans sa direction. C'est en direction des pôles de l'étoile que les particules du vent peuvent s'échapper le plus efficacement.

Les astronomes ont en fait observé des preuves de l'émission de ces faisceaux de particules dans des directions opposées à partir des régions polaires des étoiles nouvellement formées. Dans de nombreux cas, ces faisceaux indiquent l'emplacement d'une protoétoile encore si complètement enveloppée de poussière que nous ne pouvons pas encore la voir (Figure\(\PageIndex{8}\)).

Figure des jets de\(\PageIndex{8}\) gaz s'échappant d'une Protoétoile. Nous voyons ici le voisinage d'une protoétoile, que nous connaissons sous le nom de HH 34 car il s'agit d'un objet Herbig-Haro. L'étoile se trouve à environ 450 années-lumière et n'a qu'environ 1 million d'années. La lumière provenant de l'étoile elle-même est bloquée par un disque de plus de 60 milliards de kilomètres de diamètre que l'on voit presque de face. On voit des jets émerger perpendiculairement au disque. Le matériau contenu dans ces jets s'écoule vers l'extérieur à des vitesses pouvant atteindre 580 000 kilomètres par heure. La série de trois images montre des changements sur une période de 5 ans. Tous les quelques mois, un amas compact de gaz est éjecté et son mouvement vers l'extérieur peut être suivi. Les variations de luminosité du disque peuvent être dues à des mouvements de nuages à l'intérieur du disque qui, alternativement, bloquent une partie de la lumière puis la laissent passer. Cette image correspond à l'étape de la vie d'une protoétoile illustrée dans la partie (c) de la figure\(\PageIndex{7}\). (source : modification des travaux par le télescope spatial Hubble, NASA, ESA)

À l'occasion, les jets de particules à haute vitesse s'éloignant de la protoétoile entrent en collision avec un morceau de gaz un peu plus dense à proximité, excitent ses atomes et les font émettre de la lumière. Ces régions lumineuses, dont chacune est connue sous le nom d'objet Herbig-Haro (HH) d'après les deux astronomes qui les ont identifiées pour la première fois, nous permettent de suivre la progression du jet à une distance d'une année-lumière ou plus de l'étoile qui l'a produit. La figure\(\PageIndex{9}\) montre deux images spectaculaires d'objets HH.

\(\PageIndex{9}\)Déterminez les sorties des Protostars. Ces images ont été prises avec le télescope spatial Hubble et montrent des jets s'écoulant vers l'extérieur à partir d'étoiles nouvellement formées. Sur l'image HH47, une protoétoile distante de 1 500 années-lumière (invisible à l'intérieur d'un disque de poussière sur le bord gauche de l'image) produit un jet très complexe. L'étoile vacille peut-être, peut-être parce qu'elle a un compagnon. La lumière de l'étoile illumine la région blanche sur la gauche car la lumière peut émerger perpendiculairement au disque (tout comme le jet). À droite, le jet pénètre dans des amas de gaz interstellaires existants, produisant une onde de choc qui ressemble à une pointe de flèche. L'image HH1/2 montre un jet à double faisceau émanant d'une protoétoile (cachée dans un disque de poussière au centre) de la constellation d'Orion. De bout en bout, ces jets ont une longueur de plus d'une année-lumière. Les régions lumineuses (identifiées pour la première fois par Herbig et Haro) sont des endroits où le jet heurte un amas de gaz interstellaire et le fait briller. (crédit « HH 47 » : modification des travaux par la NASA, l'ESA et P. Hartigan (Rice University) ; crédit « HH 1 et HH 2 : modification des travaux par J. Hester, équipe WFPC2, NASA)

Le vent d'une étoile en formation finira par balayer la matière qui reste dans l'enveloppe obscurcissante de poussière et de gaz, laissant derrière lui le disque nu et la protoétoile, qui peuvent ensuite être vus à la lumière visible. Il convient de noter qu'à ce stade, la protoétoile elle-même se contracte encore lentement et n'a pas encore atteint le stade de la séquence principale sur le diagramme H—R (un concept introduit dans le chapitre Les étoiles : un recensement céleste). Le disque peut être détecté directement lorsqu'il est observé à des longueurs d'onde infrarouges ou lorsqu'il est vu en silhouette sur un fond clair (Figure\(\PageIndex{10}\)).

Figure\(\PageIndex{10}\) des disques autour des protoétoiles. Ces images infrarouges du télescope spatial Hubble montrent des disques autour de jeunes étoiles de la constellation du Taureau, dans une région située à environ 450 années-lumière. Dans certains cas, nous pouvons voir l'étoile centrale (ou les étoiles, certaines sont binaires). Dans d'autres cas, les bandes horizontales sombres indiquent les régions où le disque de poussière est si épais que même le rayonnement infrarouge émis par l'étoile qui s'y trouve ne peut pas le traverser. Les régions les plus lumineuses sont la lumière des étoiles réfléchie par les surfaces supérieure et inférieure du disque, qui sont moins denses que les régions sombres centrales.

Cette description d'une protoétoile entourée d'un disque rotatif de gaz et de poussière ressemble beaucoup à ce qui s'est passé dans notre système solaire lorsque le Soleil et les planètes se sont formés. En effet, l'une des découvertes les plus importantes issues de l'étude de la formation des étoiles au cours de la dernière décennie du XXe siècle est que les disques sont un sous-produit inévitable du processus de création des étoiles. Les astronomes ont ensuite cherché à répondre aux questions suivantes : les disques autour des protoétoiles formeront-ils également des planètes ? Et si oui, à quelle fréquence ? Nous reviendrons sur ces questions plus loin dans ce chapitre.

Pour simplifier les choses, nous avons décrit la formation d'étoiles uniques. Cependant, de nombreuses étoiles sont membres de systèmes binaires ou triples, dans lesquels plusieurs étoiles naissent ensemble. Dans ce cas, les étoiles se forment à peu près de la même manière. Les binaires largement séparés peuvent chacun avoir leur propre disque ; les binaires proches peuvent partager un seul disque.

Résumé

La plupart des étoiles se forment dans des nuages moléculaires géants dont les masses peuvent atteindre 3 × 106 masses solaires. Le nuage moléculaire le plus étudié est Orion, où se produit actuellement la formation des étoiles. Les nuages moléculaires contiennent généralement des zones de densité plus élevée appelées amas, qui contiennent à leur tour plusieurs noyaux de gaz et de poussière plus denses, chacun pouvant devenir une étoile. Une étoile peut se former à l'intérieur d'un noyau si sa densité est suffisamment élevée pour que la gravité puisse dépasser la pression interne et provoquer l'effondrement du gaz et de la poussière. L'accumulation de matière s'arrête lorsqu'une protoétoile développe un fort vent stellaire, ce qui entraîne l'observation de jets de matière provenant de l'étoile. Ces jets de matière peuvent entrer en collision avec la matière qui entoure l'étoile et produire des régions qui émettent de la lumière, appelées objets Herbig-Haro.

Lexique

nuages moléculaires géants

de grands nuages interstellaires froids d'un diamètre de plusieurs dizaines d'années-lumière et d'une masse typique de 105 masses solaires ; présents dans les bras spiraux des galaxies, ces nuages sont l'endroit où se forment les étoiles

Objet Herbig-Haro (HH)

nœuds de gaz lumineux dans une zone de formation d'étoiles qui sont mis en lumière par des jets de matière provenant d'une protoétoile

protoétoile

une très jeune étoile encore en cours de formation, avant le début de la fusion nucléaire

vent stellaire

l'écoulement de gaz, parfois à des vitesses pouvant atteindre des centaines de kilomètres par seconde, depuis une étoile