La formation des étoiles

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La nuit, nous observons les étoiles à l'oeil nu. Rien ne semble plus immuable que ces points lumieux qui se détachent dans le noir du ciel. Tous ne sont pas identiques. Certains sont moins brillants et si nous les observons avec attention, il est possible de distinguer quelques subtiles différences de couleurs. Ce tableau semble inaltérable. Les constellations que nous voyons aujourd'hui sont les mêmes qu'observaient nos grands-parents. La configuration du ciel est semblable à celle que nous découvrons dans les registres établis par les Grecs voici plus de de deux mille ans. La permanence du paysage stellaire est si absolue que ces astres furent, pendant des siècles appelés "étoiles fixes".

Pourtant, les étoiles ont bien une "vie". Elles "naissent", "vieillissent" puis "meurent". Environ 10 nouvelles étoiles se forment chaque année dans notre galaxien la Voie lactée. Mais comment les étoiles se forment-elles ? A partir de quelle matière ? comment leurs caractéristiques et notamment leur masse sont-elles déterminées ? Quel rôle jouent-elles dans l'histoire de l'Univers ?

Une étoile ça sert à quoi ?

Les étoiles sont LE grand moteur de l'univers. En effet, au sortir du Big bang, il n'exitste qu'un très petit nombre d'éléments chimiques hydrogène et hélium et quelques traces de lithium. C'est pratiquement tout. En comparaison, un rapide coup d'oeil au tableau de Mendeleïev nous en dévoile plus d'une centaine.

Ce sont les étoiles qui sont les alchimistes du cosmos. En effet, seuls les coeurs stellaires, confinés par la gravité, sont en mesure de fournir des températures et des densités nécessaires pour allumer les réactions nucléaires qui vont créer des éléments nouveaux. Les étoiles sont responsables de la synthèse de tous les éléments tels que l'oxygène, et le carbone. Ces éléments chimiques sont absolument essentiels à l'émergence de la complexité moléculaire qui commence avec des molécules aussi modeste que le nonoxyde de carbonne (CO), l'eau (H₂O) ou encore l'ion moléculaire (HCO+) et se poursuit jusqu'aux molécule du viavant tel l'ADN. Ces atomes jouent un rôle de premier plan dans la structuration des galaxies ainsi que pour la formation des étoiles. Ils amèment le milieu interstellaire à se refroidir, c'est-à-dire- à émettre des photons qui emportent leurs excès dénergie abaissant ainsi la température du gaz et permettant la contaction de ce dernier.

Les étoiles donnent également naissance aux planètes. En egffet, les planètes naissent dans les disques gaz et de poussière qui apparaissent autour de l'étoile au moment où elle se forme. La durée de vie d'une étoile étant de plusieur milliards d'années, période pendant laquelle elle évolue très peu (on dit que l'étoile est sur la séquence principale), les planètes bénéfient d'un environnement stable. On a déjà observé directement plus de quatre mille planètes autour d'autres étoiles, et on estime, selon des arguments statistiques, que le nombre d'exoplanètes dans la Galaxie est un peu supérieur au nombre des étoiles.

La recette de la formation des étoiles

L'espace interstellaire

La Galaxie est remplie d'un gaz composé pour l'essentiel d'hydrogène et d'hélium, encore appellé millieu interstallaire. Il est une composante essentielle de notre Galaxie puisque :

• Sa masse totale, environ dix milliards de masses solaires, est d'environ 10% de celle des étoiles.
• En certains endroits il peut être extrêmement brulant avec des températures atteigant le million de kelvins, alors qu'ailleurs, il peut tomber au-dessous de 10 kelvins ce qui en fait l'une des régions les plus froides de l'univers.
• Il existe des contrastes de densités extrèmes : les régions les plus chaudes ne contiennent parfois que quelques milliers d'atomes par mètre cube alors que les plus denses en contiennent plusieurs dizaines de milliards.
• Il est animé de mouvements aléatoires allant du millier d'années-lumière jusqu'à la seconde-lumière.
• La vitesse du fluide est plusieurs fois supérieure à la vitesse du son. Ces mouvements suprsoniques, en conjonction avec la force gravitationelle le rendent fortement compressible.
• Il est baigné dans un champ magnétique qui agit peu à peu à la manière d'une pelote d'élastiques, rendant les mouvements du fluide anisotropes. Il est plus facile aux éléments du fluide de se mouvoir le long du champ magnétique que dans la direction transverse.

Les nuages moléculaires

L'observation montre que les nuages interstellaires les plus froids sont le siège de la formation d'étoiles de faibles masses (inférieure à quelques masses solaires) que l'on observe d'abord dans l'infrarouge lorsqu'elles sont encore à l'intérieur du nuage, puis apparaissent à la lumière visible lorsque celui-ci se dissipe.

Les nuages les plus chauds comme celui qui se trouve derrière la Nébuleuse d'Orion, sont plus chauds et forment des étoiles de toutes masses. On peut y observer des étoiles en formation les plus massives, sources infrarouges très billante dans leur nuage parent. Tel est l'objet de Becklin- Neugebaauer (du nom de ses découvreurs en 1967) qui est l'objet le plus lumineux du cliel dans l'infrarouge moyen après le Soleil. Ces proto-étoiles massives se manifestent également par des phénomènes secondaires dont les plus remarquables sont des émissions radio très intenses des molécules OH à 18 cm de longeur d'onde et H₂ O à 1,35 cm.

C'est dans ces conditions que les étoiles apparaissent en se formant dans les régions denses de l'espace interstellaire que l'on appelle "nuages moléculaires".

• Ces derniers qui doivent leur nom au fait que l'hydrogène s'y trouve sous forme de dihydrogène (H₂).
• Ils sont de vastes étendues dont la forme évoque les nuages atmostphériques. Ces géants que l'on trouve souvent sous forme de filaments ou d'une collection de filaments ont une taille qui dépasse la centaine d'années-lumière et pèsent jusqu'à cent mille masses solaires.
• Sous l'effet de la force de gravitation, les parties les plus denses de ces nuages vont se contracter subissant une véritable implosion, un effondrement aucours duquel leur densité va augmenter de manière vertigineuse. De quelques dizaines de de milliards de particules mar mètre cube, celle-ci va progressivement croître pour atteindre plusieurs millards de millards de fois cette valeur.
  
  La théorie, vérifiée par l'observation, montre que l'effondrement sur elles-mêmes de ces portions de filaments pour former une étoiles devient possible lorsque leur masse par unité de longeur du filament est supérieure à une valeur critique telle que la gravité devient supérieure à la force de pression qui maintenait le filament à l'équilibre. Cette valeur critique est estimée à : M_crit = 2Gc_s² où G et la constante de gravitation et c_s la vitesse du son dans le filament laquelle dépend de sa température. Celle-ci est de l'ordre de 10 K et l'on trouve que la masse critique par année-lumière de longueur d'onde est de l'ordre de 4 masses solaires.
• Quant à la taille initialement de l'ordre de de l'année-lumière, elle va diminuer jusqu'à atteindre environ un rayon solaire soit approximativement deux secondes lumière.

Une étoile est née. Bien sûr ce processus s'étends sur des centaines de milliers d'années peut-être un million d'années pour que le nuage moléculaire donne naissance à un embryon stellaire, puis que celui-ci accrète la masse qui constituera l'étoile.

Des disques, des jets : Rotation et champ magnétique

Deux phénomèmes aussi spectaculaires qu'essentiels sont également à l'oeuvre :

La rotation

La matière interstellaire étant animée de mouvements turbulents, le nuage, une fois cette turbulence dissipée hérite d'un certain mouvement cinétique, qui lui ne se dissipe pas. Le nuage en rotation qui se contracte tourne de plus en plus vite. Tellement vite, que la force centrifuge, finit par s'opposer à la gravité stoppant pour un temps l'effondrement gravitationnel. La force de rotation ne s'exerçant que dans le plan de la rotation, le gaz adopte alors la forme d'un disque appelé encore disque d'acrétion.

Comme le gaz est à présent à l'équilibre et que le mouvement cinétique est conservé, le gaz est "piégé" dans le disque. Comment parvient-il alors jusqu'à l'étoile ?
D'une manière ou d'une autre, le mouvement cinétique du disque doit diminuer, ce qui n'est possible que si le disque parvient à évacuer ce mouvement vers l'extérieur. C'est là qu'entre en jeu un autre acteur majeur : le champ magnétique.

Le champ magnétique

Les lignes de champ magnétique, qui se comportent comme des élastiques, permettent aux différentes particules du fluide d'échanger de la rotation via la "tension magnétique". Cela a pour effet de ralenir le disque et de permettre au gaz de pourquivre sa course jusqu'à l'étoile. Ce mouvement est très efficace car le mouvement cinétique deu Soleil est un million de fois plus faible que celui contenu intialement dans les coeur dense préstellaire. Le champ magnétique et la rotation engendrent un autre phénomène étonnant : les jets protosolaires.

Les jets protosolaires

Les jets sont constitués de gaz éjecté à grande vitesse, jusqu'à 200 km/s du voisinage de l'étoile. Tel un jet d'eau, ils sont souvent très directionnels. Ce phénomène est très souvent associé aux phénomènes d'accrétion. L'émission des jets et l'évolution du disque d'accrétion sont encore imparfaitement comprises.

Les étoiles se forment en amas

Lors d'une nuit dégagée, on remarque que les étoiles loin de se répartir de façon uniforme ont une tendance à se regrouper. Parmi les plus beaux exemples à l'oeil nu on peut citer les Pleïades ou Orion. De plus, environ la moitié des étoiles sont binaires, c'est-à-dire qu'elles possèdent un compagnon auxquelles elles sont liées par la force gravitationnelle. On sait, depuis Newton, que la force de gravité décroît comme l'inverse du carré de la distance. Il s'agit là d'une force à "longue distance" c'est-à-dire que son influence se ressent sur de grandes distances. La conséquence est que tout se passe comme si le nuage s'effondrait à la fois globalement et localement de façon relativement synchronisée, c'est- à-dire dans un temps assez court. Il en résulte un groupe d'étoiles formées à peu près en même temps dans une région très limitée. Ce lien gravitationnel au sein du groupe d'étoiles peut durer longtemps. Ainsi les amas globulaires qui sont sans doute des résidus de la formation des étoiles des premières galaxies ont un âge qui atteind la dizaine de milliards d'années.

Cependant, dans la majorité des cas, les amas d'étoiles ne sont pas assez suffisamment liés et finissent par se désolidariser :

• Soit spontanémment quand les étoiles masssives explosent en explusant du gaz,
• Soit sous l'influence du champ gravitationnel galactique qui tend à les détruire petit à petit.

Les étoiles de ces amas suivent alors des trajectoires différentes et finissent par se disperser, perdant toute trace de leur origine commune. Cependant, les amas d'étoiles sont remarquablement homogène chimiquement. Donc les abondances des éléments chimiques sont assez proches d'une étoile à l'autre d'un même amas. De ce fait, il est donc théoriquement possible de retrouver des étoiles qui se sont formées au sein d'un même amas.

Concernant les étoiles binaires, quand les disques d'accrétion son suffisamment massifs, il est envigeable que l'instabilité gravitationnelle se développe au sein du disque et conduise à la formation d'une autre étoile dans le disque. Comme la taille du disque est d'environ cent unités astromiques, ou moins, le compagnon ainsi formé se situe à peu près à cette distance. Bien entendu des phénomènes de migation peuvent avoir lieu et amener les étoiles de la binaire à se rapprocher ou au contraire à s'éloigner l'une de l'autre.

Des grosses, des petites, tout un éventail de masses

Le Soleil qui possède une masse d'environ 2.10¹⁰ kg, soit environ 400 000 fois la masse de la Tere est une étoile banale. Il existe des étoiles jusqu'à 200 fois la masse du Soleil et des petites de moins d'un dixième de masses solaires. Il en existe même de plus petites, pas assez massives pour que la réaction nuclaire impliquant la convertion de l'hydrogène en hélium puisse avoir lieu. Elles brûlent cependant du deutérium : un atome d'hydrogène contenant en plus de son proton, un neutron. Elles peuvent avoir une masse égale à un centième de la masse solaire.

Toutes les masses d'étoiles, dans leur grande diversité, ne sont pas en nombre comprable.

• Les étoiles les plus abondantes sont plus petites que le Soleil, environ trois fois moins massives.
• Les étoiles de moins de trois masses solaires sont très peu nombreuses voire rares pour les
  naines brunes.
• Plus les étoiles sont massives et moins elles sont nombreuses.

L'observation a permis de trouver que le nombre d'étoiles diminue comme leur masse à la puissance 2,3. Cette valeur, qui est connue depuis 1995 reste mal comprise sur le plan théorique. Elle joue portant un rôle essentiel dans l'histoire de l'univers car les étoiles de masses différentes ont des comportement et des propriétés biens spécifiques. Les idées les plus modernes pour expliquer la distribution de masses des étoiles mettent en avant le rôle de la gravité ainsi que celui de la turbulence. Cette dernière crée des fluctuations de la densité du gaz qui sont ensuite emplifiées par la gravité. Elle tend alors à isoler du reste de l'écoulement et induit leur effondrement.

Les caractéristiques d'une étoiles dépendent de sa masse

Une étoile rayonne comme un corps noir

La luminosité d'uné étoile, c'est-à-dire le nombre de photons depuis sa surface à chaque seconde est proportionnel au cube de sa masse. Cela signifiie qu'une étoile de dix masses solaires brille mille fois plus que Soleil ! Cette forte dépendance est une conséquence de la loi des corps noirs. Cette loi stipule qu'un tel corps rayonne comme sa température à la puissance quatre.

Un corps noir, ou récepteur intégral, est par définition un récepteur thermique dont le facteur d'absorption est égal à l'unité quelle que soit la longueur d'onde du rayonnement incident. C'est donc un corps qui absorbe intégralement tout rayonnement incident, quelle que soit sa longueur d'onde : il n'y a ni réflexion, ni diffusion, ni transmission.

Le corps noir est donc aussi l'émetteur idéal: il émet plus d'énergie que tout autre corps à n'importe quelle longueur d'onde. La radiation émise, appappelée "rayonnement du corps noir" se distribue selon le spectre suivant :

La courbe rouge correspond à une température de 7000 K, la bleue est à 5800 K et la verte à 4000 K. Remarque: ce spectre a été déterminé experimentalement avec les débuts de la spectroscopie dans les années 1890.

Une étoile est un excellent corps noir. Contrairement à ce que l'on pourraît croire, une étoile est très opaque. Les photons qui voyagent dans une étoile ne cessent de se heurter aux électrons et aux noyaux. Ils doivent véritablement se frayer un chemin jusqu'à la surface. Plusieurs dizaines de milliers d'années leurs sont nécessaires pour faire le trajet qui leur prendrait deux secondes dans le vide !

Masse, luminosité et durée de vie d'une étoile

La forte dépendance de la luminosité à la masse de l'étoile n'est pas sans conséquences. En effet, rayonner coûte de l'énergie à l'étoile. Chaque photon émis tend à la refroidir, et pour maintenir sa température élevée, elle doit puiser dans ses ressources. Ces dernières n'étant pas infinies, elles finissent par s'épuiser.

Dans une étoile la seule source d'énergie vient des réactions nucléaires, celles-là mêmes qui convertissent l'hydrogène en éléments plus lourds. L'énergie provient en fait de la perte de masse qui a lieu au cours de ces transformations selon la célèbre formule E = mc².

Ainsi :

• La réserve d'énergie d'une étoile est proportionelle à sa masse.
• Mais, commme la luminosité dépend du cube de la masse, cela signifie, que le temps pour consommer toute l'énergie disponible, soit approximativement la durée de vie de l'étoile est donc inverssement proportionnel au carré de la masse de l'étoile.

Les grosses étoiles vivent un temps très court. Une étoile de dix masses solaires vit environ cent millions d'années, les plus grosses étoiles connues vivent environ quatre millions d'années ce qui est dérisoire à l'échelle cossmique. Le Soleil, âgé de cinq milliards d'années en vivra environ cinq autres. Les étoiles plus petites que le Soleil vivent plus longtemps que lui. Une étoile de 0,7 masse solaire vit plus de quinze millirads d'années, l'âge de l'Univers. Les premières à s'être formées sont toujours présentes. Eles constituent autan de fossiles cosmiques, témons priviligiés des débuts de l'Univers. C'est pourquoi elles sont recherchées par les astronomes.

Les phases de la formation des étoiles

La classe 0 correspond au stade où la protoétoile est généralement inobservable dans le visible et même dans l'infrarouge car elle est cahée par la matière qui s'éffondre. On ne détecte en général que le rayonnement de cette poussière qui émet des ondes submillimétriques et millimétriques. C'est à ce stade que la protoétoile acquiert l'essentiel de sa masse et qu'un jet bipolaire se forme. Les épisodes de capture de la matière sont très fluctuants dans le temps. Lorsqu'elle est est intense cela peut correspondre à des objets très lumineux, même dans le visible. On le nomme FU Orionis du nom de leur prototype dont la magnitude a augmenté de 16.5 à 9,6 en 1937, elle s'affaiblit lentement depuis.

La classe 1 correspond à des objets beaucoup plus lumineux que ceux de la classe précédente. Ils émettent dans tout l'infrarouge. Le nuage primordial est en voie de disparition révélant la protoétoile et son disque circumstellaire. La chute de matière a beaucoup diminuée ainsi que le jet bipolaire.

Dans la classe 2, l'étoile est complètement formée avec un rayon initial 10 fois plus grand que celui de l'étoile finale et donc une luminosité plus grande. Elle se contracte progressivement, la température centrale augmente et les réactions nucléaires s'y amorcent par la fusion du deutérium à 1 million de degrès, puis du lithium à une température un peu plus élevée. La température de surface varie peu et la luminosité diminue. Le disque circum stellaire est encore important mais le jet à disparu. Ce stade correspnd aux étoiles T Tauri du nom de leur prototype. Elles sont très variables et leur spectre montre de fortes raies d'émission produites par le gaz du disque excité par le raynonnement de l'étoile.

La classe 3 correspond à une étoile qui a presque atteint son rayon final. Sa température de surface croît et son coeur atteint les trois millions de degrès ce qui va permettre la fusion de l'hydrogène. Elle parvient alors à la séquence principale où elle passera l'essentiel de sa vie. Son rayonnement a chassé le gaz des parties centrales du disque où ne subsistent que des débris solides et où se formeront les planètes rocheuses comme Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Les planètes comme Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune se formeront plus loin, là où il reste du gaz.

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