Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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18 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Région de formation d’étoiles N11B du Grand Nuage de Magellan, observée par le télescope spatial Hubble. Les étoiles naissent dans les zones noires et opaques des nuages moléculaires. Cette image montre un amas d'étoiles dans le milieu interstellaire et de nouvelles étoiles dont la lumière s'échappe des fragments rougeâtres et noirâtres du nuage. Figure 1. Des considérations théoriques et des observations indiquent que le processus de fabrication d’une étoile de type solaire comprend au moins trois phases distinctes : la phase préstellaire (à gauche), la phase proto-stellaire (au milieu) et la phase pré-séquence principale (à droite). 1ua (unité astronomique) = 150 millions de km. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 moléculaire se transforment-elles en véritables « populations » d’étoiles ? Quelles sont les grandes étapes de la gestation des étoiles ? Pourquoi les petites étoiles comme les naines rouges et les étoiles de type solaire sont-elles toujours plus nombreuses que les étoiles massives dans une population donnée ? Les étoiles ne naissent pas dans le milieu interstellaire à proprement parler. Les « pouponnières d’étoiles » sont en fait d’immenses – de l’ordre d’une centaine d’années-lumière de diamètre – nuages moléculaires contenant de l’alcool, de l’ammoniaque, de l’eau, du monoxyde de carbone et surtout de l’hydrogène sous forme moléculaire (H 2). Comprenant en moyenne mille molécules par cm 3 (un dé à coudre), soit un million par litre, ces nuages sont beaucoup plus denses que le milieu environnant (1). Malgré un nombre limité de molécules par unité de volume, le réservoir de matière est en fait très important sur ces immenses volumes. Là se forment des milliers d’étoiles, souvent en « amas », qui sont des ensembles d’astres nés dans la même région et liés par gravitation. Les observateurs du ciel nocturne connaissent par exemple l’amas des Pléiades, situé dans la constellation du Taureau. Histoire en trois épisodes La mutation d’un nuage moléculaire en un amas d'étoiles se déroule en trois grandes phases. Durant la première, dite « préstellaire », le nuage initial se fragmente en morceaux sous l’influence de mouvements turbulents à grande échelle. Les fragments se condensent ensuite sous l’effet de leur propre gravité. La pression interne du gaz, d’origine thermique, condensation préstellaire turbulente et magnétique, ralentit toutefois cette contraction, et maintient tout d’abord un certain équilibre. À un certain point, pour des raisons encore mal comprises, l’équilibre se rompt soudain et chaque fragment de nuage préstellaire s’effondre rapidement sur lui-même sous l’action de son propre poids. Les astrophysiciens ne savent pas encore si cet effondrement résulte de forces extérieures ou de la dissipation des résistances internes (turbulences ou magnétisme). Quoi qu’il en soit, un noyau central de taille et de densité stellaires se forme alors. Cela marque le début de la deuxième phase, dite « protostellaire » puisque ce noyau constitue l’embryon de la future étoile. Il grossit alors en dévorant une grande partie de la matière (gaz, poussière) du nuage condensé qui l'enveloppe. Lorsque toute cette matière est consommée, la phase proto-stellaire s’achève. L’étoile entre dans la troisième phase de sa naissance, dite « pré-séquence principale », en se contractant sous l’effet de son propre poids. Sa température interne augmente jusqu’à amorcer les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium. Une étoile de la séquence principale, comme notre Soleil, est née (figure 1). Si ce scénario en trois phases est relativement bien établi pour les étoiles de taille moyenne, la formation des astres de masse beaucoup plus petite, ou beaucoup plus grande, reste un sujet de débat. Les astrophysiciens ne savent pas encore s’ils se forment à partir de condensations préstellaires individuelles. (1) Une densité toute relative cependant puisque, sur Terre, elle correspond au vide créé en laboratoire ! nuage moléculaire flot bipolaire phase pré-séquence principale enveloppe de poussière disque planétaire 200 000ua proto-étoile disque circumstellaire 100ua 3 000 000 à 50 000 000 d’années NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI) D’après T. Greene
F. Motte/Ph. André/AIM-CEA L’inné et l’acquis La très grande majorité des étoiles naissent en grandes fratries, les amas. Les observations d’amas jeunes montrent que les astres massifs (8 fois ou plus la masse solaire) y sont minoritaires. Il en va de même pour les étoiles très petites (un dixième de la masse solaire ou moins). La majorité des étoiles nouveau-nées ont donc une masse de l’ordre de celle du Soleil. Cette répartition des masses au sein d’un amas, que les astrophysiciens appellent « fonction de masse initiale », est-elle universelle ? Autrement dit, les populations d’étoiles ontelles toutes la même composition, où qu’on les observe dans l’Univers ? La question est aujourd’hui posée. Une autre grande question, portant sur les étoiles, taraude les scientifiques. Quand et comment se détermine la masse d’un astre particulier au sein d’un amas ? Pour y répondre, les astrophysiciens du CEA mènent une véritable étude démographique des populations d’étoiles, de la gestation à la naissance. Ils testent par les observations deux modèles, reposant sur des calculs analytiques et des simulations numériques, pour expliquer la répartition des masses dans un amas. Dans le premier, la masse de chaque étoile est innée. Les nuages moléculaires se fragmentent en un certain nombre de condensations préstellaires qui se libèrent de leur environnement turbulent. Elles s’effondrent sur elles-mêmes pour donner chacune naissance à une proto-étoile. La masse de chaque étoile formée dépend donc directement de celle de la condensation préstellaire qui l'a engendrée. Dans ce cas, la répartition des masses stellaires dans la population résulte du processus de fragmentation du nuage au stade préstellaire. La masse des étoiles est donc déterminée avant l’effondrement des condensations individuelles (figure 2). Dans le deuxième modèle, la masse de l’étoile est acquise, et quasiment indépendante de celle du cœur préstellaire initial produit par fragmentation. Chaque proto-étoile issue d’une condensation préstellaire se déplace à l’intérieur du nuage parent et accumule (arcsec) -200 -400 -600 13 NGC 2068 SCUBA 850 m 0 -200 -400 (arcsec) La nébuleuse NGC 3603 observée par le télescope spatial Hubble. Un amas de jeunes étoiles massives (en bleu) brille dans l’ultraviolet à 20 000 années-lumière. Il s’est extrait du nuage voisin de gaz moléculaire et de poussière. progressivement de la masse en « balayant » et en attirant une plus ou moins grande quantité de la matière qu’elle traverse. Or plus une étoile est grosse, plus elle attire de matière au détriment des plus petits objets. Dans ces conditions, des objets de tailles initialement comparables – bien que pas strictement identiques – vont peu à peu se différencier. Les astronomes appellent ce phénomène l’accrétion compétitive. Dans ce modèle, la répartition des individus en fonction de leur masse n’est déterminée qu’après le stade préstellaire, c’est-à-dire après l’effondrement des condensations en proto-étoiles. 0,5 parsec masse M/masse solaire Figure 2. À gauche, image des condensations préstellaires au sein de NGC 2068, une région de formation d’étoiles dans la constellation d’Orion. Les observations ont été réalisées avec la caméra de bolomètres SCUBA – installée sur le James Clerk Maxwell Telescope situé à Hawaii – aux longueurs d’onde submillimétriques à 850 microns. Chaque fragment pourrait donner naissance à une ou deux étoiles. 1 parsec (pc) = 206 265ua. À droite, nombre de condensations préstellaires en fonction de leur masse. La distribution de masse des condensations (en bleu) reproduit globalement la forme de la fonction de masse initiale estimée aujourd’hui pour les étoiles de notre Galaxie (en noir) avec un décalage d’un facteur ε 25% vers les grandes masses. Cela signifie que toute la masse contenue dans une condensation n’est pas totalement transformée en masse stellaire. Ce résultat suggère que les masses des étoiles de type solaire sont déterminées principalement par le processus de fragmentation du nuage moléculaire au stade préstellaire. nombre d’objets N/logM 10 2 10 1 10 0 10 -2 10 -1 10 0 10 1 10 2 Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (Univ. Washington), You-Hua Chu (Univ. Illinois Urbana- Champaign), and NASA CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 19



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