La vie des étoiles – La naissance

Savez-vous d’où viennent les étoiles ? Comment se forment-elles et comment elles disparaissent ? Si ce n’est pas le cas, je vous propose une série d’articles consacrée à la vie des étoiles. Dans ce premier article, nous allons donc en toute logique aborder la naissance des étoiles.

 

Tout commence avec « un peu » de gaz et de poussière

Pour qu’un embryon d’étoile puisse apparaître, il faut de la matière. Celle-ci, on la trouve entre les étoiles, dans ce qui constitue le milieu interstellaire. Il est formé de gaz (composé essentiellement d’hydrogène et d’hélium) ainsi que de poussières microscopiques, que l’on nomme nuage moléculaire. Ce n’est que sous certaines conditions que ces nuages de gaz et de poussières pourront former des étoiles. La température et la pression au sein du nuage doivent être suffisamment faibles pour permettre à la matière de s’effondrer sur elle-même, on parle d’effondrement sous l’instabilité de Jeans. Un élément déclencheur est également nécessaire pour démarrer l’effondrement, qui peut être l’onde de choc générée par l’explosion d’une supernova (nous en parlerons dans l’article lié à la mort des étoiles) ou la rencontre de deux nuages moléculaires géants.

 

Globules de Bok dans IC2944, dans la constellation du Centaure. Source : https://apod.nasa.gov/apod/ap081228.html

Une fois le processus enclenché, de petites régions du nuage moléculaire vont s’effondrer et leur densité va augmenter. La lumière produite à l’intérieur ou derrière elles ne peut alors plus les traverser, ce qui forme ainsi des régions plus sombres nommées globules de Bok (en hommage à l’astronome Bart Bok qui fut le premier à les étudier dans les années 1940). En observant ces globules dans le domaine infrarouge, des zones compactes sont révélées : les « cœurs denses » qui deviendront des étoiles.

Souvent, un nuage moléculaire possède plusieurs centaines voire milliers de cœurs denses, qui deviendront des amas ouverts (comme les Pléiades). Les amas ouverts sont des ensembles d’étoiles, nées au sein d’un même nuage moléculaire, mais suffisamment éloignées les unes des autres pour ne pas être liées gravitationnellement entre elles, et qui finiront par s’éloigner les unes des autres.

Au début du processus, le cœur dense en train de s’effondrer sous l’effet de sa propre gravité a encore des dimensions plus grandes que le système solaire. Les régions internes « tombent » rapidement vers le centre ; les couches les plus éloignées, quant à elles, dérivent dans la même direction mais à des vitesses plus modérées. Cette phase d’accumulation de matière dans la région centrale est appelée accrétion, et le produit qui en résulte est une proto-étoile.

Si la proto-étoile est en rotation lors de son effondrement, un disque d’accrétion pourra se former autour de celle-ci. Ce disque d’accrétion pourra être le lieu de naissance d’autres étoiles, ou bien servir de matière première à la formation d’un système planétaire.

 

En route pour la pré-séquence principale

La proto-étoile émet de l’énergie grâce à deux mécanismes :

  • l’échauffement de son cœur causé par les forces gravitationnelles
  • la collision du gaz en train de tomber sur la surface de la proto-étoile

Au bout d’un moment, le rayonnement émis par la proto-étoile finit par exercer une pression, dirigée vers l’extérieur, suffisante pour contrer la chute de la matière. L’accrétion cesse et la proto-étoile devient une étoile de la pré-séquence principale.

Nébuleuse d’Orion, nuage moléculaire géant, pouponnière d’étoile, prise par le télescope spatial Hubble

Lors de la pré-séquence principale, l’étoile se contracte lentement, augmentant la température du cœur. Lorsque celle-ci atteint 10 millions de °C, les réactions de fusion de l’hydrogène commencent. Ce processus dégage une quantité énorme d’énergie, augmentant la pression interne de l’étoile et compensant alors les effets de la gravitation. La contraction s’arrête et, dans les derniers stades de la pré-séquence principale, les couches externes de gaz et de poussières finissent par se dissiper ou sont soufflés par les vents stellaires de la jeune étoile.

La rapidité à laquelle les étoiles atteignent la température nécessaire à la fusion de l’hydrogène (et donc débutent les réactions de fusion) dépend de leur masse. Pour une étoile d’une masse équivalente à celle du Soleil, il faut quelques dizaines de millions d’années. Pour une étoile de cinq masses solaires, moins d’un million d’années sont nécessaires. Par contre si une étoile fait moins de 0,08 masse solaire, les forces gravitationnelles ne seront pas suffisamment importantes pour permettre de chauffer le cœur jusqu’à cette température. Ces petits objets deviendront alors des naines brunes.

Lorsque l’étoile est en équilibre, c’est à dire lorsque la pression interne de l’étoile permet de compenser les effets gravitationnels, l’étoile rentre dans la séquence principale, sur laquelle elle passera la majeure partie de sa vie.

 

 

Crédit de l’image à la une : NASA/JPL-Caltech (vue d’artiste)

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