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