Les étoiles, telles que notre Soleil, n’ont pas toujours existé. Les étoiles naissent et meurent sur des millions voire même des milliards d’années. Des étoiles se forment lorsque des régions de la galaxie contenant de la poussière et des gaz s’effondrent du fait de la gravité. Sans cette poussière et ces gaz, les étoiles ne se formeraient pas.

Les pouponnières poussiéreuses d’étoiles

Une galaxie contient non seulement des milliards d’étoiles, mais également de grandes quantités de gaz et de poussières. Ces étendues de gaz et de poussières, au sein des galaxies, se trouvent dans l’espace entre les étoiles. Si la galaxie était une rue, ses maisons en seraient les étoiles et les étendues de gaz et de poussières en seraient les jardins entre les maisons. L’espace entre les étoiles d’une galaxie est appelé le milieu interstellaire, car c’est le milieu, ou la substance qui constitue l’espace entre les objets stellaires.

Ces régions de gaz et de poussières sont appelées des nuages moléculaires, en raison de leur contenu. Les nuages moléculaires sont constitués d’un mélange d’atomes, de molécules et de poussières. Les atomes sont les petites briques de la matière qui nous entoure. Les molécules sont constituées de deux atomes ou plus assemblés entre eux. Les molécules présentes dans les nuages moléculaires sont généralement de l’hydrogène moléculaire, H₂, mais il peut également s’agir de molécules plus complexes comme le méthanol, qui est constituée de six atomes, ou l’eau, qui est constituée de trois atomes. Les grains de poussière peuvent même être des amas plus importants de matière, pouvant atteindre une taille de quelques millimètres, ce qui est énorme par rapport aux atomes ou aux molécules.

Les nuages moléculaires du milieu interstellaire sont très étendus. En fait, un seule nuage moléculaire peut être des centaines ou des milliers de fois plus lourd que le Soleil. Leur volume varie également : un nuage moléculaire peut être d’une taille comparable voire plusieurs fois plus grand que l’ensemble de notre système solaire. Ces énormes nuages moléculaires subissent des mouvements turbulents. Cela signifie que les gaz et les poussières de ces nuages ne restent pas à la même place au fur et à mesure que le temps s’écoule. Ces substances bougent dans toutes les directions, comme des enfants courant en rond dans une cour d’école. Ce mouvement turbulent de gaz et de poussières répartit les atomes et les molécules de façon inégale, si bien que certaines régions du nuage moléculaire comportent plus de matière que d’autres (Figure 1A). Si les gaz et les poussières s’accumulent en très grande quantité dans une certaine région, cette région commence à s’effondrer sous l’effet de sa propre gravité. La région en question est plus petite que le nuage moléculaire et se trouve à l’intérieur de celui-ci. Cette région mesure ≪ seulement ≫ quelques centaines d’unités astronomiques (UA), c’est-à-dire quelques centaines de fois la distance de la Terre au Soleil.

L’effondrement du nuage moléculaire

Un nuage moléculaire est très froid, seulement quelques degrés au-dessus du zéro absolu, qui correspond à la plus basse température possible (également noté 0 °K). Mais, lorsque les gaz et les poussières commencent à s’effondrer dans une certaine région au sein du nuage moléculaire, il commence à se réchauffer lentement. C’est une conséquence des lois de la physique, qui nous disent que lorsque de la matière se trouve comprimée, sa densité va augmenter et elle va se réchauffer. La bordure extérieure de la région qui s’effondre aura une température autour de 10 ° au-dessus du zéro absolu (qu’on note 10 °K), et la région intérieure va se réchauffer lentement jusqu’à environ 300 °K, qui est environ la température à l’intérieur d’une pièce.

Lorsque la région en train de s’effondrer a atteint une taille de près de 10 000 UA, on l’appelle noyau pré-stellaire (Figure 1B) et il s’agit officiellement d’une étoile en devenir. ≪ Stellaire ≫ veut dire étoile, si bien que pré-stellaire signifie ≪ avant de devenir une étoile ≫. Le terme noyau fait référence aux gaz et aux poussières, qui sont désormais tellement denses que le terme noyau s’avère plus précis que région ou nuage. En outre, ce noyau pré-stellaire deviendra plus tard le noyau intérieur de l’étoile.

Au cours des 50 000 années suivantes, environ, le noyau pré-stellaire se contracte. Cela peut sembler une longue période, mais à l’échelle astronomique, c’est considéré comme un processus assez rapide. À titre de comparaison, par exemple, l’âge de l’Univers est d’environ 14 milliards d’années. Le noyau se contracte jusqu’à ce qu’il atteigne environ 1 000 UA (Figure 1C). Il est composé des mêmes gaz et poussières, ce qui signifie que la densité de cette matière augmente au fur et à mesure que le diamètre se contracte au 1/10^e de la dimension d’origine de la région qui s’est effondrée.

Une fois que les 50 000 années se seront écoulées, le système aura formé un disque autour du noyau central, et la matière excédentaire sera éjectée à l’extérieur depuis les pôles de l’étoile. Les pôles d’une étoile sont similaires à ceux de la Terre, c’est à dire qu’ils sont définis par l’axe autour duquel l’étoile effectue ses rotations. Dans la Figure 1C, vous pouvez voir les structures ressemblant à deux espèces de fontaines où la matière excédentaire est éjectée. Ces structures sont appelées des jets, et elles obéissent aux lois de la physique. Le déplacement aléatoire des gaz et des poussières que nous avons décrit précédemment, combiné avec la contraction du système tandis que le noyau pré-stellaire se forme, va provoquer la rotation du système. Ce processus entraîne la formation d’un disque plat autour du noyau pré-stellaire. Ce processus est similaire à celui d’une robe formant un disque autour d’une patineuse tournant sur elle-même. Si la patineuse ne tournait pas sur elle-même, sa robe ne formerait pas un disque plat autour d’elle, mais au lieu de cela, pendrait le long de ses flancs. Les jets surgissent aux pôles afin de conserver le système en équilibre. Ce système est désormais appelé alors proto-étoile, ce qui signifie qu’il se situe à un stade initial avant de devenir une véritable étoile.

Du noyau pré-stellaire à l’étoile

Le disque est crucial pour que la proto-étoile croisse afin de devenir une étoile d’une taille adéquate. Le disque est principalement constitué de gaz, qui tourne avec le disque et approche lentement de la surface de la proto-étoile. Lorsque le gaz est suffisamment proche de l’étoile, il tombe sur la surface de celle-ci du fait de la gravité et l’étoile s’accroit. Ce processus est appelé le processus d’accrétion et l’on dit que l’étoile accrète la matière (par accumulation) du disque.

Dans les 1 000 années qui suivent, la matière du disque est soit accumulée par l’étoile, soit expulsée du disque (Figure 1D). L’étoile a gagné suffisamment en taille et en densité pour que sa région centrale soit le théâtre du démarrage d’une réaction nucléaire qui la fait briller, comme le Soleil. À ce stade, l’étoile s’appelle une étoile T-tauri, et c’est la première fois qu’elle est visible.

Finalement, l’étoile arrête d’accumuler de la matière à partir du disque, mais la matière restante autour de l’étoile se trouve toujours sous la forme d’un disque (Figure 1E). Le disque ne répond plus au besoin d’alimenter l’étoile en matière pour la faire grandir. Au lieu de cela, le disque n’est maintenant plus qu’un plan de matière en mouvement qui va commencer lentement à s’amasser et tourner en orbite autour de l’étoile. Ces petits amas, faits de matière restante après la création de l’étoile, vont former de nouvelles planètes. Cela signifie que les planètes de notre système solaire sont constituées de matière restante après la naissance du Soleil ! C’est également la raison pour laquelle les planètes du système solaire se trouvent dans le même plan !

Le système solaire final (Figure 1F) est formé lorsque le disque est complètement épuisé et que toutes les planètes sont formées. Au cours des 10 milliards d’années qui suivent, l’étoile va brûler du combustible nucléaire en son centre et va émettre de l’énergie sous la forme de rayonnements, comme la lumière solaire.

Observer les nuages moléculaires

Les nuages moléculaires qui hébergent et façonnent les étoiles nouvellement nées sont des zones sombres dans la nuit céleste. Il n’est pas possible pour un être humain de voir un nuage moléculaire – pas même au télescope. La raison pour laquelle nous ne pouvons pas voir un nuage moléculaire tient au fait que les particules de poussières sont dispersées sur tout le nuage, et qu’elles absorbent la lumière des étoiles environnantes. Cela empêche la lumière des étoiles de voyager à travers l’espace et de parvenir jusqu’à nous, sur la Terre, un nuage moléculaire ayant donc l’apparence d’une zone sombre dans le ciel. Heureusement pour les astronomes, le nuage moléculaire est transparent aux ondes radio. Cela signifie que les ondes radio ne sont pas absorbées par les particules de poussière et qu’elles peuvent donc se propager librement jusqu’à nous, sur Terre. Les ondes radio ne sont pas visibles à l’œil nu, mais, en ayant recours à de gros radiotélescopes, il est possible de capter des signaux de ces nuages moléculaires qui resteraient si sombres autrement.

Ces ondes radio contiennent des informations sur le contenu du nuage moléculaire sombre. Si une étoile est en train de naître, le nuage enverra des ondes différentes que si aucune étoile n’est en formation en son sein. L’utilisation d’ondes radio permet aux astronomes de voir quand des étoiles sont en train de naître, même si le nuage moléculaires est sombre. Et, même si certains astronomes en savent aujourd’hui beaucoup sur la façon dont les étoiles du type Soleil se forment, il reste en fait encore un grand mystère à résoudre.

Conclusion

Le grand mystère se produit lorsque de très grandes étoiles se forment. Les astronomes savent que des étoiles d’une masse jusqu’à six fois celle de notre Soleil naissent de la manière que nous avons décrite dans cet article. Les étoiles ayant une masse plus importante nécessitent un processus différent, car la pression émanant du rayonnement de ces étoiles va repousser le disque, empêchant ces étoiles de s’accroitre à plus de six fois environ la taille de notre Soleil.

Les astronomes ont vu ces grandes étoiles, et savent donc qu’elles existent et doivent naître d’une certaine manière. Mais leur processus de formation reste une grande question en suspens pour les astronomes du monde entier.

Glossaire

Le Milieu Interstellaire (MIS): ↑ L’ensemble de l’espace à l’intérieur d’une galaxie où il n’y a pas d’étoiles mais, au lieu de cela, une grande quantité de gaz et de poussières.

Nuage Moléculaire: ↑ Un grand nuage spatial rempli de gaz et de poussières. On trouve les nuages moléculaires dans le milieu interstellaire.

UA: ↑ Unité astronomique (en anglais : Astronomical Unit ou UA), qui correspond à la distance entre la Terre et le Soleil.

Zéro Absolu: ↑ La température la plus basse possible, qui s’écrit également 0 °K.

Accrétion: ↑ Le processus par lequel un objet accumule la masse d’un autre objet.

Conflit d’intérêts

Les auteurs déclarent que les travaux de recherche ont été menés en l’absence de toute relation commerciale ou financière pouvant être interprétée comme un potentiel conflit d’intérêts.

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