Formation d'étoiles - Star formation

La formation d'étoiles est le processus par lequel des régions denses au sein de nuages ​​moléculaires dans l' espace interstellaire , parfois appelées « pépinières stellaires » ou « régions de formation d' étoiles », s'effondrent et forment des étoiles . En tant que branche de l' astronomie , la formation des étoiles comprend l'étude du milieu interstellaire (ISM) et des nuages ​​​​moléculaires géants (GMC) en tant que précurseurs du processus de formation des étoiles, et l'étude des protoétoiles et des jeunes objets stellaires en tant que produits immédiats. Elle est étroitement liée à la formation des planètes , une autre branche de l' astronomie . La théorie de la formation des étoiles, ainsi que la prise en compte de la formation d'une seule étoile, doivent également tenir compte des statistiques des étoiles binaires et de la fonction de masse initiale . La plupart des étoiles ne se forment pas de manière isolée mais dans le cadre d'un groupe d'étoiles appelé amas d'étoiles ou associations stellaires .

Les pépinières stellaires

Image du télescope Hubble connue sous le nom de piliers de la création , où les étoiles se forment dans la nébuleuse de l' Aigle

Nuages ​​interstellaires

La nébuleuse W51 à Aquila - l'une des plus grandes usines d'étoiles de la Voie lactée (25 août 2020)

Une galaxie spirale comme la Voie lactée contient des étoiles , des restes stellaires et un milieu interstellaire diffus (ISM) de gaz et de poussière. Le milieu interstellaire est constitué de 10 -4 à 10 6 particules par cm 3 et est typiquement composé d'environ 70 % en masse d' hydrogène , la majeure partie du gaz restant étant constituée d' hélium . Ce milieu a été chimiquement enrichi par des traces d' éléments plus lourds qui ont été produits et éjectés des étoiles via la fusion de l'hélium alors qu'elles dépassaient la fin de leur durée de vie de séquence principale . Les régions à plus haute densité du milieu interstellaire forment des nuages, ou des nébuleuses diffuses , où la formation d'étoiles a lieu. Contrairement aux spirales, une galaxie elliptique perd la composante froide de son milieu interstellaire en environ un milliard d'années, ce qui empêche la galaxie de former des nébuleuses diffuses, sauf par fusion avec d'autres galaxies.

Dans les nébuleuses denses où les étoiles sont produites, une grande partie de l'hydrogène est sous forme moléculaire (H 2 ), de sorte que ces nébuleuses sont appelées nuages ​​moléculaires . L'observatoire spatial Herschel a révélé que les filaments sont vraiment omniprésents dans le nuage moléculaire. Les filaments moléculaires denses, qui sont au cœur du processus de formation des étoiles, se fragmenteront en noyaux liés gravitationnellement, dont la plupart évolueront en étoiles. L'accrétion continue de gaz, la courbure géométrique et les champs magnétiques peuvent contrôler la manière détaillée de fragmentation des filaments. Dans les filaments supercritiques, les observations ont révélé des chaînes quasi-périodiques de noyaux denses avec un espacement comparable à la largeur interne du filament, et comprennent des protoétoiles intégrées avec des écoulements. Les observations indiquent que les nuages ​​les plus froids ont tendance à former des étoiles de faible masse, observées d'abord dans l'infrarouge à l'intérieur des nuages, puis en lumière visible à leur surface lorsque les nuages ​​se dissipent, tandis que les nuages ​​moléculaires géants, généralement plus chauds, produisent des étoiles de toutes masses. . Ces nuages moléculaires géants ont des densités typiques de 100 particules par cm 3 , un diamètre de 100 années-lumière (9,5 × 10 14  km ), les masses allant jusqu'à 6 millions de masses solaires ( M ), et une température intérieure moyenne de 10  K . Environ la moitié de la masse totale de l'ISM galactiques se trouve dans les nuages moléculaires et dans la Voie Lactée il y a environ 6000 nuages moléculaires, chacun avec plus de 100 000  M . La nébuleuse la plus proche du Soleil où se forment des étoiles massives est la nébuleuse d'Orion ,  distante de 1 300 al (1,2 × 10 16 km). Cependant, la formation d'étoiles de masse inférieure se produit à environ 400-450 années-lumière de distance dans le complexe nuageux ρ Ophiuchi .

Un site plus compact de formation d'étoiles est constitué de nuages ​​opaques de gaz dense et de poussière connus sous le nom de globules de Bok , ainsi nommés d'après l'astronome Bart Bok . Ceux-ci peuvent se former en association avec l'effondrement des nuages ​​moléculaires ou éventuellement indépendamment. Les globules de Bok mesurent généralement jusqu'à une année-lumière de diamètre et contiennent quelques masses solaires . Ils peuvent être observés sous forme de nuages ​​sombres se découpant sur des nébuleuses à émission lumineuses ou des étoiles en arrière-plan. Plus de la moitié des globules de Bok connus contiennent des étoiles nouvellement formées.

Assemblage de galaxie au début de l'Univers.

L'effondrement du nuage

Un nuage interstellaire de gaz restera en équilibre hydrostatique tant que l' énergie cinétique de la pression du gaz est en équilibre avec l' énergie potentielle de la force gravitationnelle interne . Mathématiquement, cela est exprimé en utilisant le théorème du viriel , qui stipule que, pour maintenir l'équilibre, l'énergie potentielle gravitationnelle doit être égale au double de l'énergie thermique interne. Si un nuage est suffisamment massif pour que la pression du gaz soit insuffisante pour le supporter, le nuage subira un effondrement gravitationnel . La masse au-dessus de laquelle un nuage subira un tel effondrement s'appelle la masse de Jeans . La masse de Jeans dépend de la température et de la densité du nuage, mais correspond généralement à des milliers à des dizaines de milliers de masses solaires. Lors de l'effondrement des nuages, des dizaines à des dizaines de milliers d'étoiles se forment plus ou moins simultanément ce qui est observable dans des amas dits encastrés . Le produit final d'un effondrement de noyau est un amas ouvert d'étoiles.

Les observations ALMA du complexe de la nébuleuse d'Orion donnent un aperçu des explosions à la naissance des étoiles.

Lors de la formation d'étoiles déclenchées , l'un des nombreux événements peut se produire pour comprimer un nuage moléculaire et amorcer son effondrement gravitationnel . Les nuages ​​​​moléculaires peuvent entrer en collision les uns avec les autres, ou une explosion de supernova à proximité peut être un déclencheur, envoyant de la matière choquée dans le nuage à très grande vitesse. (Les nouvelles étoiles résultantes pourraient elles-mêmes bientôt produire des supernovae, produisant une formation d'étoiles à auto-propagation .) Alternativement, les collisions galactiques peuvent déclencher des explosions d'étoiles massives de formation d'étoiles, car les nuages ​​​​de gaz dans chaque galaxie sont comprimés et agités par les forces de marée . Ce dernier mécanisme peut être responsable de la formation d' amas globulaires .

Un trou noir supermassif au cœur d'une galaxie pourrait servir à réguler le taux de formation d'étoiles dans un noyau galactique. Un trou noir qui accumule de la matière entrante peut devenir actif , émettant un vent fort à travers un jet relativiste collimaté . Cela peut limiter la formation d'étoiles supplémentaires. Des trous noirs massifs éjectant des particules émettant des radiofréquences à une vitesse proche de la lumière peuvent également bloquer la formation de nouvelles étoiles dans les galaxies vieillissantes. Cependant, les émissions radio autour des jets peuvent également déclencher la formation d'étoiles. De même, un jet plus faible peut déclencher la formation d'étoiles lorsqu'il entre en collision avec un nuage.

La galaxie naine ESO 553-46 a l'un des taux de formation d'étoiles les plus élevés des quelque 1000 galaxies les plus proches de la Voie lactée.

Au fur et à mesure qu'il s'effondre, un nuage moléculaire se brise en morceaux de plus en plus petits de manière hiérarchique, jusqu'à ce que les fragments atteignent la masse stellaire. Dans chacun de ces fragments, le gaz qui s'effondre irradie l'énergie gagnée par la libération d' énergie potentielle gravitationnelle . Au fur et à mesure que la densité augmente, les fragments deviennent opaques et sont donc moins efficaces pour irradier leur énergie. Cela augmente la température du nuage et inhibe une fragmentation supplémentaire. Les fragments se condensent maintenant en sphères de gaz en rotation qui servent d'embryons stellaires.

Les effets de la turbulence , des flux macroscopiques, de la rotation , des champs magnétiques et de la géométrie du nuage compliquent cette image d'un nuage qui s'effondre . La rotation et les champs magnétiques peuvent empêcher l'effondrement d'un nuage. La turbulence contribue à provoquer la fragmentation du nuage et, aux plus petites échelles, elle favorise l'effondrement.

Protoétoile

Pépinière stellaire LH 95 dans le Grand Nuage de Magellan.

Un nuage protostellaire continuera à s'effondrer tant que l'énergie de liaison gravitationnelle pourra être éliminée. Cet excès d'énergie est principalement perdu par rayonnement. Cependant, le nuage qui s'effondre finira par devenir opaque à son propre rayonnement et l'énergie devra être retirée par d'autres moyens. La poussière à l'intérieur du nuage devient chauffée à des températures de 60 à 100 K , et ces particules rayonnent à des longueurs d'onde dans l'infrarouge lointain où le nuage est transparent. Ainsi, la poussière intervient dans l'effondrement ultérieur du nuage.

Lors de l'effondrement, la densité du nuage augmente vers le centre et ainsi la région médiane devient optiquement opaque en premier. Ceci se produit lorsque la densité est d'environ 10 -13 g/cm 3 . Une région centrale, appelée le premier noyau hydrostatique, se forme là où l'effondrement est essentiellement stoppé. Il continue d'augmenter en température comme déterminé par le théorème du viriel. Le gaz tombant vers cette région opaque entre en collision avec elle et crée des ondes de choc qui chauffent davantage le noyau.

Image composite montrant de jeunes étoiles dans et autour du nuage moléculaire Cepheus B.

Lorsque la température à cœur atteint environ 2000 K , l'énergie thermique dissocie les molécules de H 2 . Ceci est suivi par l'ionisation des atomes d'hydrogène et d'hélium. Ces processus absorbent l'énergie de la contraction, lui permettant de se poursuivre sur des échelles de temps comparables à la période d'effondrement à des vitesses de chute libre. Après que la densité du matériau entrant a atteint environ 10 -8 g/cm 3 , ce matériau est suffisamment transparent pour permettre à l'énergie rayonnée par la protoétoile de s'échapper. La combinaison de la convection à l'intérieur de la protoétoile et du rayonnement de son extérieur permet à l'étoile de se contracter davantage. Cela continue jusqu'à ce que le gaz soit suffisamment chaud pour que la pression interne soutienne la protoétoile contre un nouvel effondrement gravitationnel - un état appelé équilibre hydrostatique . Lorsque cette phase d'accrétion est presque terminée, l'objet résultant est connu sous le nom de protoétoile .

N11, qui fait partie d'un réseau complexe de nuages ​​de gaz et d'amas d'étoiles au sein de notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan.

L'accrétion de matière sur la protoétoile se poursuit partiellement à partir du disque circumstellaire nouvellement formé . Lorsque la densité et la température sont suffisamment élevées, la fusion du deutérium commence et la pression vers l'extérieur du rayonnement résultant ralentit (mais n'arrête pas) l'effondrement. La matière constituant le nuage continue de « pleuvoir » sur la protoétoile . À ce stade, des jets bipolaires sont produits, appelés objets Herbig-Haro . C'est probablement le moyen par lequel l'excès de moment angulaire du matériau en chute est expulsé, permettant à l'étoile de continuer à se former.

Région de formation d'étoiles Lupus 3 .

Lorsque l'enveloppe de gaz et de poussière environnante se disperse et que le processus d'accrétion s'arrête, l'étoile est considérée comme une étoile pré-séquence principale (étoile PMS). La source d'énergie de ces objets est la contraction gravitationnelle, par opposition à la combustion d'hydrogène dans les étoiles de la séquence principale. L'étoile PMS suit une piste Hayashi sur le diagramme Hertzsprung-Russell (H-R) . La contraction se poursuivra jusqu'à ce que la limite de Hayashi soit atteinte, puis la contraction se poursuivra sur une échelle de temps Kelvin-Helmholtz avec la température restant stable. Étoiles avec moins de 0,5  M rejoignent ensuite la séquence principale. Pour les étoiles PMS plus massives, à la fin de la trajectoire de Hayashi, elles s'effondreront lentement en quasi équilibre hydrostatique, en suivant la trajectoire de Henyey .

Enfin, l' hydrogène commence à fusionner au cœur de l'étoile et le reste du matériau enveloppant est éliminé. Cela met fin à la phase protostellaire et commence la phase de séquence principale de l'étoile sur le diagramme H-R.

Les étapes du processus sont bien définies dans les étoiles avec des masses d'environ 1  M ou moins. Dans les étoiles de grande masse, la durée du processus de formation des étoiles est comparable aux autres échelles de temps de leur évolution, beaucoup plus courtes, et le processus n'est pas si bien défini. L'évolution postérieure des étoiles est étudiée dans l' évolution stellaire .

Protoétoile
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Explosion de Protostar - HOPS 383 (2015).

Observations

La nébuleuse d'Orion est un exemple archétypal de formation d'étoiles, des jeunes étoiles massives qui façonnent la nébuleuse aux piliers de gaz dense qui peuvent être les foyers d'étoiles en herbe.

Les éléments clés de la formation des étoiles ne sont disponibles qu'en observant dans des longueurs d' onde autres que l' optique . Le stade protostellaire de l'existence stellaire est presque invariablement caché au plus profond de nuages ​​denses de gaz et de poussière laissés par le GMC . Souvent, ces cocons formant des étoiles connus sous le nom de globules de Bok , peuvent être vus en silhouette contre l'émission lumineuse du gaz environnant. Les premiers stades de la vie d'une étoile peuvent être observés dans la lumière infrarouge , qui pénètre la poussière plus facilement que la lumière visible . Les observations du Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) ont donc été particulièrement importantes pour dévoiler de nombreuses protoétoiles galactiques et leurs amas d'étoiles parents . Des exemples de tels amas d'étoiles intégrés sont FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 et Majaess 98.

Région de formation d'étoiles S106.

La structure du nuage moléculaire et les effets de la protoétoile peuvent être observés dans les cartes d' extinction proche infrarouge (où le nombre d'étoiles est compté par unité de surface et comparé à une zone proche d'extinction zéro du ciel), l'émission de poussière continue et les transitions rotationnelles de CO et d'autres molécules ; ces deux derniers sont observés dans la gamme millimétrique et submillimétrique . Le rayonnement de la protoétoile et de l'étoile primitive doit être observé dans les longueurs d'onde de l' astronomie infrarouge , car l' extinction causée par le reste du nuage dans lequel se forme l'étoile est généralement trop importante pour nous permettre de l'observer dans la partie visuelle du spectre. . Cela présente des difficultés considérables car l'atmosphère terrestre est presque entièrement opaque de 20μm à 850μm, avec des fenêtres étroites à 200μm et 450μm. Même en dehors de cette plage, des techniques de soustraction atmosphérique doivent être utilisées.

Jeunes étoiles (violet) révélées par rayons X à l'intérieur de la région de formation d'étoiles NGC 2024 .

Les observations aux rayons X se sont avérées utiles pour étudier les jeunes étoiles, car l'émission de rayons X de ces objets est environ 100 à 100 000 fois plus forte que l'émission de rayons X des étoiles de la séquence principale. Les premières détections de rayons X d'étoiles T Tauri ont été faites par l' Observatoire de rayons X d'Einstein . Pour les étoiles de faible masse, les rayons X sont générés par le chauffage de la couronne stellaire par reconnexion magnétique , tandis que pour les étoiles de grande masse O et les premières étoiles de type B, les rayons X sont générés par des chocs supersoniques dans les vents stellaires. Les photons dans la gamme d'énergie des rayons X mous couverts par l' observatoire à rayons X Chandra et XMM-Newton peuvent pénétrer dans le milieu interstellaire avec seulement une absorption modérée due au gaz, faisant des rayons X une longueur d'onde utile pour voir les populations stellaires dans les nuages ​​moléculaires . L'émission de rayons X comme preuve de la jeunesse stellaire rend cette bande particulièrement utile pour effectuer des recensements d'étoiles dans les régions de formation d'étoiles, étant donné que toutes les jeunes étoiles n'ont pas d'excès infrarouges. Les observations aux rayons X ont fourni des recensements presque complets de tous les objets de masse stellaire dans l' amas de la nébuleuse d'Orion et le nuage moléculaire du Taureau .

La formation d'étoiles individuelles ne peut être observée directement que dans la Voie lactée , mais dans les galaxies lointaines, la formation d'étoiles a été détectée grâce à sa signature spectrale unique .

Les premières recherches indiquent que les amas stellaires commencent sous la forme de zones géantes et denses dans une matière turbulente riche en gaz dans de jeunes galaxies, vivent environ 500 millions d'années et peuvent migrer vers le centre d'une galaxie, créant le renflement central d'une galaxie.

Le 21 février 2014, la NASA a annoncé une base de données considérablement améliorée pour le suivi des hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) dans l' univers . Selon les scientifiques, plus de 20 % du carbone de l'univers pourrait être associé aux HAP, matières premières possibles pour la formation de la vie . Les HAP semblent s'être formés peu après le Big Bang , sont répandus dans tout l'univers et sont associés à de nouvelles étoiles et exoplanètes .

En février 2018, les astronomes ont signalé, pour la première fois, un signal de l' époque de la réionisation , une détection indirecte de la lumière des premières étoiles formées - environ 180 millions d'années après le Big Bang .

Un article publié le 22 octobre 2019 faisait état de la détection de 3MM-1 , une galaxie massive de formation d'étoiles à environ 12,5 milliards d'années-lumière qui est obscurcie par des nuages ​​de poussière . Avec une masse d'environ 10 10,8 masses solaires , il a montré un taux de formation d'étoiles environ 100 fois plus élevé que dans la Voie lactée .

Objets pathfinder notables

  • Le MWC 349 a été découvert pour la première fois en 1978 et est estimé à seulement 1 000 ans.
  • VLA 1623 - Le premier exemple de protoétoile de classe 0, un type de protoétoile embarquée qui n'a pas encore accumulé la majorité de sa masse. Trouvée en 1993, elle a peut-être moins de 10 000 ans.
  • L1014 - Un objet intégré extrêmement faible représentant une nouvelle classe de sources qui ne sont détectées que maintenant avec les télescopes les plus récents. Leur statut est encore indéterminé, il pourrait s'agir des plus jeunes protoétoiles de classe 0 de faible masse jamais vues ou même d'objets évolués de très faible masse (comme des naines brunes ou même des planètes voyous ).
  • GCIRS 8* – La plus jeune étoile connue de la séquence principale de la région du Centre galactique , découverte en août 2006. On estime qu'elle a 3,5 millions d'années.

Formation d'étoiles de faible masse et de masse élevée

La région de formation d'étoiles Westerhout 40 et le rift Serpens-Aquila - des filaments nuageux contenant de nouvelles étoiles remplissent la région.

On pense que les étoiles de masses différentes se forment par des mécanismes légèrement différents. La théorie de la formation d'étoiles de faible masse, qui est bien étayée par l'observation, suggère que les étoiles de faible masse se forment par l'effondrement gravitationnel des augmentations de densité en rotation dans les nuages ​​moléculaires. Comme décrit ci-dessus, l'effondrement d'un nuage en rotation de gaz et de poussière conduit à la formation d'un disque d'accrétion à travers lequel la matière est canalisée vers une protoétoile centrale. Pour les étoiles dont la masse est supérieure à environ 8  M , cependant, le mécanisme de formation des étoiles n'est pas bien compris.

Les étoiles massives émettent de grandes quantités de radiations qui poussent contre la matière tombante. Dans le passé, on pensait que cette pression de rayonnement pourrait être suffisamment importante pour arrêter l'accrétion sur la protoétoile massive et empêcher la formation d'étoiles avec des masses supérieures à quelques dizaines de masses solaires. Des travaux théoriques récents ont montré que la production d'un jet et d'un écoulement dégage une cavité à travers laquelle une grande partie du rayonnement d'une protoétoile massive peut s'échapper sans entraver l'accrétion à travers le disque et sur la protoétoile. La pensée actuelle est que les étoiles massives peuvent donc être capables de se former par un mécanisme similaire à celui par lequel se forment les étoiles de faible masse.

Il existe de plus en plus de preuves qu'au moins certaines protoétoiles massives sont effectivement entourées de disques d'accrétion. Plusieurs autres théories de la formation d'étoiles massives restent à tester par observation. Parmi celles-ci, la plus importante est peut-être la théorie de l'accrétion compétitive, qui suggère que les protoétoiles massives sont « ensemencées » par des protoétoiles de faible masse qui rivalisent avec d'autres protoétoiles pour attirer la matière de l'ensemble du nuage moléculaire parent, au lieu de simplement d'un petit région locale.

Une autre théorie de la formation d'étoiles massives suggère que les étoiles massives peuvent se former par la coalescence de deux étoiles ou plus de masse inférieure.

Voir également

Les références