N'est-il pas émouvant de se pencher sur le berceau de jeunes êtres débutant sur la scène de la vie ?
Cette section s'intéresse aux mécanismes qui expliquent la formation des étoiles. Le critère de Jeans fournit la condition d'effondrement d'un nuage. L'estimation du temps de Kelvin-Helmholtz mesure la durée cette phase, pendant laquelle une étoile se forme et commence à rayonner.
Bien des points sont laissés de côté par cette étude, tels la distribution de masse des étoiles juste formées, la formation de systèmes binaires ou multiples (2 étoiles sur 3 sont dans un système multiple), qui insistent sur les mécanismes physiques de base pour expliquer les grandes étapes de la formation stellaire.
Nébuleuse d'Orion
Une pépinière d'étoiles dans la nébuleuse d'Orion.
Crédit :
HST
La galaxie dite du sombrero (M104) présente un important disque de poussières. Comme le milieu est fortement collisionnel, sa distribution est essentiellement plane. Seules les étoiles du bulbe, dans un régime non collisionnel, dessinent une distribution sphérique.
Les anneaux de poussières abritent de nombreuses étoiles jeunes et brillantes.
Crédit :
ESO
La galaxie dite du sombrero (M104) vu par le télescope Spitzer. Image composite à partir d'observations à 3.6 (traduit en bleu), 4.5 (vert), 5.8 (orange), and 8.0 (rouge) micromètres. La contribution stellaire des étoiles les plus rouges a été retranchée des images pour mettre en évidence la poussière.
Crédit :
NASA/Spitzer
Le milieu interstellaire
Le milieu interstellaire, bien visible sur un image de
galaxie, contient des poussières et du gaz concentrés dans un disque étroit marquant le plan moyen de la galaxie.
La composante gazeuse est principalement constituée d'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'Univers ; ce dernier existe sous forme atomique ou moléculaire. Le gaz interstellaire contient aussi quelques traces d'éléments plus lourds, également sous la forme d'atomes ou de molécules.
La poussière interstellaire, fortement absorbante, correspond à des régions sombres en lumière visible, ou bien brillantes en infrarouge.
Elle se présente sous la forme de grains extrêmement petits, d'une taille typique de l'ordre d'une fraction de micron. La composition chimique de ces grains est variée : graphite, silicates, carbonates.
Région de formation stellaire NGC 6914. Les régions les plus obscurcies correspondent aux parties les plus denses et froides du nuage, qui bloquent le rayonnement visible.
La lumière bleutée de certaines régions provient de la diffusion du flux des étoiles chaudes nouvellement formées. La lumière rouge correspond à la raie atomique
H alpha excitée par ionisation sous le rayonnement UV également dû aux objets jeunes.
Crédit :
CFHT
Régions froides
Les nuages moléculaires ont une masse qui peut se chiffrer en millions de masse solaire. De ce fait, ils contiennent une grande partie de la masse du milieu interstellaire. Leur taille, qui peut dépasser 50 pc (150 années de lumière), s'accompagne d'une densité de l'ordre de la centaine de molécules par centimètre cube, pour une température interne de seulement de 10 K environ.
Principalement constitués de gaz et de poussières, ces nuages moléculaires peuvent héberger des étoiles en formation ou bien juste formées.
Globules de Bok
Globules de Bok dans IC2944.
Crédit :
HST
Globule de Bok
Les étoiles en formation se retrouvent cachées au sein de leur nuage.
Les régions de gaz denses qui hébergent ces nouvelles étoiles apparaissent sombres. On les appelle globules de Bok, du nom de l'astronome qui a imaginé leur rôle.
Un globule de Bok représente typiquement une dizaine de masses solaires, concentrée en environ 1 AL.
Zoom sur la nébuleuse M20. Le nuage non condensé est sculpté par le rayonnement ultraviolet d'étoiles jeunes et massives du voisinage. Les globules de Bok, plus denses, bloquent ce rayonnement, et leur `ombre' protège alors de fines régions du nuage.
Crédit :
HST
Régions ionisées
Le fort rayonnement ultraviolet des étoiles jeunes et chaudes conduit à ioniser le gaz environnant. L'émission est dominée par la raie H
de l'hydrogène, à 656.3 nm. Il en découle la couleur rougeâtre caractéristique de ces régions.
Evolution stellaire
Les différents stades d'évolution stellaire se côtoient couramment. Des globules de Bok avoisinent des régions HII, le tout balayé par le rayonnement des étoiles déjà formées.
Objectifs
Distinguer les principales composantes du milieu interstellaire (MIS).
Gaz et poussière
Le milieu interstellaire (MIS), composé essentiellement de gaz (99%) et de poussières (1%), se caractérise, loin des sources stellaires, par des températures plutôt froides par rapport aux étoiles et des densités particulaires très faibles. Mais le MIS est intimement associé aux étoiles, soit qu'il en constitue le cocon au sein de laquelle elles se forment et évoluent, soit qu'il corresponde à de la matière éjectée par une étoile en fin de vie.
La principale source de poussières sont les étoiles géantes rouges, sur la branche asympotique. À ce stade d'évolution, ces étoiles synthétisent des éléments lourds, les expulsent par des vents violents, où ces éléments lourds s'agrègent en poussières.
Les nuages protostellaires et les enveloppes circumstellaires peuvent présenter des différences notables. Le but de cette page n'est pas d'en décrire les géographies complexes, mais au-moins de mettre un peu d'ordre. Les composantes sont présentées par densité croissante.
Régions HI
Cette composante du MIS correspond à des régions froides et peu denses essentiellement composés d'hydrogène atomique (forme neutre HI).
Nuages moléculaires
La matière froide et dense y est présente sous forme moléculaire. On y décèle la molécule CO et des poussières, jouant un rôle important dans l'équilibre thermique du nuage.
Régions HII
Aux alentours des étoiles en formation, le gaz est chauffé sous l'action du rayonnement stellaire, et ionisé (forme ionisée HII de l'hydrogène). Les régions HII ne sont pas confinées sous leur propre gravitation, mais en expansion.
Différentes régions
| hydrogène | | densité particulaire  | température (K) |
|---|
| atomique | HI froid |  | 100 |
| HI tiède |  | 8000 |
| moléculaire | |  |  |
|
ionisé | HII |  | 10000 |
| diffus |  | 10000 |
| chaud |  | 500 000 |
Ordre de grandeur de la température et de la densité particulaire.
Différentes régions
Les appliquettes ci-jointes décrivent différentes
régions du
milieu interstellaire.
Le nuage Barnard 68 à diverses longueurs d'onde (en bande B, V, I, J, H et K). Les propriétés de l'interaction rayonnement-matière font que ce nuage apparaît d'autant plus absorbant que la longueur d'onde d'observation est courte.
Crédit :
ESO
De l'influence de la longueur d'onde
L'allure d'un nuage dépend de la longueur d'onde d'observation.
Cet amas sombre, Barnard 68, à 130 pc du Soleil, se détache très
distinctement du fond stellaire en lumière visible. A la limite de
la perte d'équilibre, il est soumis aux perturbation de vents
stellaires et du rayonnement UV de jeunes étoiles. Sa température
est estimée à 16 K, sa masse à 2 masses solaires, pour un diamètre de 12500 UA.
Crédit :
ESO
Hors équilibre
L'estimation des masse, taille et densité d'un
nuage peut dévoiler qu'il
n'est pas à l'équilibre. Sa contraction va conduire à une genèse
stellaire.
Région de formation stellaire dans le Grand Nuage de Magellan.
Crédit :
ESO
Naissance multiple
La formation des étoiles est un phénomène de
groupe. Un nuage
de matière interstellaire donne naissance à de multiples étoiles.
La contraction de ce nuage est un phénomène complexe, dans un
milieu hétérogène, turbulent...
Objectifs
À quelles conditions un nuage se condense-t-il ? Le critère de Jeans donne une réponse liant la masse ou le rayon limite du nuage à sa densité particulaire et sa température.
Perturbation
Un nuage s'effondre si, perturbé, son énergie mécanique devient négative :
On en déduit une relation sur la masse limite du nuage, fonction de la température (pour l'agitation cinétique) et de la densité (pour la tendance à la contraction). Une masse supérieure à cette masse limite va conduire à la contraction du nuage.
On suppose le milieu homogène et uniforme, et donc le lien entre masse et rayon est simplement 
. On en déduit, quand il y a effondrement, l'inégalité sur les énergies cinétique et potentielle :
On poursuit le calcul en ne s'intéressant qu'à la dépendance en fonction des variables (ceci permet d'alléger les calculs, et de s'affranchir des constantes numériques qui ne sont de toutes façons pas correctement estimées dans une approche simplifiée). En substituant 
à 
, le cas limite de l'égalité précédente donne une dépendance :
Masse de Jeans, en masse solaire, en fonction de la densité particulaire, pour 3 températures moyennes de nuage.
Crédit :
ASM
Masse de Jeans
On en déduit la masse limite du nuage, appelée masse de Jeans, qui dépend de la température et de la densité du nuage, au-delà de laquelle un nuage est amené à s'effondrer :
Plus le nuage est chaud, plus il peut être massif avant de s'effondrer : la pression cinétique l'aide à se maintenir. A contrario, plus il est dense, plus la masse de Jeans baisse, en raison d'un potentiel gravitationnel, attractif, croissant avec la masse.
En unité de masse solaire, la masse de Jeans devient :
Rayon de Jeans en fonction de la densité particulaire, en parsec.
Crédit :
ASM
Rayon de Jeans
La limite d'effondrement peut également s'exprimer via le rayon du nuage, toujours en fonction de la température du nuage et de sa densité.
L'amas Barnard 68 n'est plus opaque dans l'infrarouge.
Crédit :
ESO
Rayon de Jeans
Difficulté : ☆
Temps : 20 min
Question 1)
Exprimer le rayon de Jeans en fonction de la masse de Jeans et de la masse volumique d'un nuage.
[2 points]
Question 2)
En déduire comment le rayon de Jeans varie en fonction de la température et de la densité particulaire.
[2 points]
Barnard 68
Difficulté : ☆
Temps : 15 min
On s'intéresse au nuage Barnard 68, ici vu en infrarouge. Sa température est estimée à 16 K, sa masse à 2 fois la masse du Soleil, pour un diamètre de 12500 UA.
Question 1)
Déterminer la densité particulaire moyenne du nuage (nombre d'atome H par unité de volume).
[2 points]
Question 2)
En déduire que ce nuage est à la limite de stabilité.
[2 points]
Objectifs
On s'intéresse à différents temps caractéristiques d'un nuage de matière protostellaire. Le temps de chute libre mesure la durée caractéristique de l'accrétion d'un nuage ; le temps de Kelvin-Helmholtz mesure la durée maximale pendant laquelle un objet peut rayonner par simple contraction gravitationnelle.
Temps de chute libre, fonction de la densité particulaire d'un nuage.
Crédit :
ASM
Temps de chute libre
En supposant que le nuage s'effondre sans rencontrer de résistance, le temps de chute libre correspond à la durée d'effondrement sous l'effet de l'autogravitation du nuage. Le nuage parcourt son rayon sous son propre champ gravitationnel en une durée 
vérifiant :
Pour un corps autogravitant de masse 
et rayon 
, l'analyse dimensionnelle impose :
où 
est la masse volumique moyenne du corps.
Comme l'on considère seulement l'interaction gravitationnelle, en négligeant toute résistance, la température du nuage ne joue aucun rôle. En fonction de la densité particulaire, le temps de chute libre s'exprime :
Temps de Kelvin-Helmholtz
La contraction d'un nuage s'accompagne, d'après le
théorème du viriel d'une
puissance rayonnée correspondant au taux de variation de l'énergie potentielle d'interaction gravitationnelle :
La phase de luminosité uniquement due à la contraction gravitationnelle peut se poursuivre sur une durée, appelée temps de Kelvin-Helmholtz, définie par le rapport :
En fonction de ce qui précède, on en déduit que cette constante de temps caractéristique s'exprime :
Elle augmente avec la masse (le réservoir d'énergie) et diminue avec la puissance rayonnée (la perte d'énergie).
Pour le Soleil (avec une puissance rayonnée 
et les masse et rayon actuels) la constante de temps est de l'ordre de 30 millions d'années. Ceci signifie que, par simple contraction gravitationnelle, le Soleil peut rayonner pendant cette durée, sans autre source d'énergie.
Constante de temps de Kelvin-Helmholtz
Difficulté : ☆☆
Temps : 10 min
Question 1)
Que mesure la constante de temps de Kelvin-Helmholtz ? De quel phénomène important rend-elle compte
[1 points]
Galaxie spirale NGC 4565. Ainsi vue par la tranche, elle
présente une distribution de matière essentiellement plane.
Crédit :
CFHT
Galaxie elliptique Messier 87 (à 20 Mpc, dans l'amas de la Vierge). Elle présente une distribution de matière tridimensionnelle.
Crédit :
CFHT
Disque protoplanétaire dans Orion, vu par la tranche.
Crédit :
HST
Disque d'accrétion de l'étoile
.
Crédit :
HST
Distribution plane ou sphérique
A toute échelle dans l'Univers, on observe des objets présentant une morphologie plutôt bidimensionnelle ou bien plutôt sous forme de tridimensionnelle.
Cette morphologie dévoile l'histoire du système, avec un rôle important ou non des collisions.
Disques d'accrétion
Le processus d'effondrement d'un nuage et de formation stellaire n'échappe pas à cette règle. Le nuage s'aplatit et forme un disque d'accrétion, qui entoure la jeune étoile.
Disque et jet de l'étoile HH30 (HH = Herbig Haro).
Crédit :
HST
Jets
Le plus souvent, le phénomène d'accrétion s'accompagne de l'émission de
jets, émis depuis la région centrale et perpendiculairement au plan du disque.
Présentation schématique de notre système solaire. Les objets les plus massifs, résultant d'un phénomène d'accrétion soutenu, se retrouvent dans le plan de l'écliptique.
Crédit :
HST
Et dans notre système solaire ?
On observe que la distribution des principaux objets du système solaire est plane. Ce plan coïncide avec le plan équatorial du Soleil : il a été défini lors de sa phase d'accrétion. Seuls les objets ayant peu interagi par collisions avec les autres - les comètes - présentent une distribution sphérique.
Objectifs
Expliquer simplement la tendance des systèmes à s'aplatir dans la phase d'accrétion.
Le moment cinétique, en bleu, marque la rotation d'ensemble du système.
Les collisions ont lieu de façon privilégiée entre objets ayant des composantes de vitesse opposées selon la direction du moment cinétique. Cette composante de vitesse est alors réduite après le choc, contrairement à la composante de vitesse orthogonale. Par collisions, la rotation d'ensemble est préservée, mais le système va s'aplatir.
Crédit :
ASM
Disque protostellaire
Suite aux nombreuses collisions, le nuage s'aplatit dans sa dimension parallèle au moment cinétique, pour former un disque perpendiculaire au moment cinétique initial.
Disque protoplanétaire
Ce n'est finalement pas un hasard si les principaux composants d'un système planétaire se retrouve dans une distribution relativement plane. Seuls les membres ayant le moins participé à l'accrétion, les plus petits, les comètes, gardent une distribution sphérique uniforme.
Ejection de vent
Une autre conséquence de la conservation du moment cinétique conduit à la créations de jets, collimatés parallèlement perpendiculairement au disque, et donc parallèlement au moment cinétique.
Régime collisionnel ou non
L'aplatissement d'un système suppose l'interaction et l'accrétion de ces composants. Un système qui ne collisionne pas et n'a jamais été en régime collisionnel reste essentiellement sphérique.
C'est le cas des amas globulaires, des galaxies elliptiques.
M15
Avant et après une collision (en bleu : le vecteur du moment cinétique représente la rotation d'ensemble du système).
Crédit :
ASM
Collisions
Les collisions conduisent à l'aplatissement du système, par annulation des composantes de vitesse parallèles au moment cinétique.
M80
Amas globulaire NGC 6093 (M80) dans la constellation du Scorpion, relativement compact. Les étoiles de l'amas ont une magnitude moyenne de l'ordre de 14.
Crédit :
HST
M15
Amas d'étoiles M15, l'un des plus denses recensés. Sa masse atteint 360 000 fois celle du Soleil, dans un volume sphérique de diamètre 120 AL
(la magnitude visuelle globale de 6.2 rend M15 facilement observable avec un petit télescope, dans la constellation de Pégase).
Crédit :
HST
Amas fermé (ou amas globulaire)
L'observation d'une concentration d'étoiles bien regroupées laisse à penser que les objets sont gravitationnellement liées. Nées ensemble d'un même nuage interstellaire, elles évoluent ensemble. Il s'agit d'un amas fermé, regroupant un grand nombre d'étoiles avec une symétrie sphérique et une forte
densité stellaire piquée au centre de l'amas.
Double amas de Persée
Double amas ouvert dans la constellation de Persée. Situés à plus de 2 kpc, ces deux amas sont très jeunes (environ 10 millions d'années). Ils hébergent des étoiles très chaudes et bleues qui n'ont pas encore évolué en supernovæ.
Crédit :
NOAO
Amas ouvert
Les étoiles d'un amas ouvert ne présentent pas cette forte densité stellaire. Les étoiles ne sont plus liées et s'éloignent peu à peu les unes des autres.
Le nuage moléculaire BHR 71. Le jet serait dû à la formation d'une étoile double à l'intérieur du nuage.
Crédit :
ESO
Influence d'un couple sur un groupe
La formation d'un système double dans un amas peut changer son identité : le système double pouvant
phagocyter l'essentiel de l'énergie de liaison gravitationnelle, libérant ainsi les autres membres du groupes.
Objectifs
Les étoiles naissent en groupe. Elles évoluent ensuite chacune selon leur masse. Dans un amas fermé, elles restent proches les unes des autres.
Prérequis
Potentiel gravitationnel, énergie mécanique.
Des nuages aux étoiles et aux amas d'étoiles
Un nuage donne naissance à plusieurs étoiles : en effet, en raison de la turbulence et des inhomogénéités du nuage initial, des sous-régions plus denses sont apparues. Les conditions très variées de masse, température et densité du nuage initial conduisent à des étoiles aux masses très différentes, et aux amas de tailles très variées également.
Amas fermé (ou amas globulaire)
Les amas fermés présentent une énergie mécanique totale négative : leurs étoiles, gravitationnellement liées comme l'était le nuage initial, sont amenées à subir un avenir commun.
Le fait d'observer une distribution sphérique indique que, malgré la forte densité d'étoiles, les collisions sont très improbables. En effet, un régime collisionnel conduirait à l'aplatissement du disque.
La dénomination 'amas fermé' a une explication physique. La dénomination 'amas globulaire' provient simplement de leur aspect.
Amas ouvert
Un amas ouvert possède une énergie mécanique totale positive. Cela peut paraître surprenant, vu qu'il est issu d'un nuage qui, pour exister, devait être gravitationnellement lié, donc avec une énergie mécanique totale initiale négative.
En fait, un amas peut devenir ouvert lorsque une part importante de son énergie d'interaction gravitationnelle, négative, est accaparée lors de la formation d'une binaire très serrée. Le reste de l'énergie à distribuer pour le reste de l'amas est alors positif.
En distinguant a priori les 2 étoiles qui vont évoluer en système binaire :
Si le système binaire est serré :
Les composantes de l'amas vont alors peu à peu se quitter.
Le mécanisme est complexe, car lié à la dynamique d'un système à N corps. On comprend que, pour former une binaire serrée, les 2 composantes ont besoin d'interagir avec le groupe. Sinon, dans le cadre du système à 2 corps décrit par la mécanique képlérienne, l'orbite des 2 étoiles n'a aucune raison d'évoluer.
Amas des Hyades, à 151 AL du Soleil (ce qui est très proche), âgé d'environ 600 millions d'années. Il s'étend sur toute la constellation du Taureau.
Crédit :
CDS
Intérêt de l'étude des amas
Les raisons motivant l'étude des amas stellaires sont très nombreuses :
- Les étoiles d'un amas sont nées à la même date, à la durée du processus de formation près, mais qui s'avère très courte devant la durée de vie des étoiles. Elles ont donc le même âge.
- Elles sont toutes à la même distance du Soleil, la dimension de l'amas étant petite devant leur distance moyenne (sauf pour l'amas le plus proche, les
Hyades). Elles ont donc le même module de distance.
- Elles présentent des compositions chimiques initiales très voisines, vu qu'elles proviennent du même nuage géniteur.
Jeune et ouvert ; vieux et fermé
Difficulté : ☆☆
Temps : 10 min
Question 1)
Pourquoi les amas ouverts sont-ils en moyenne plus jeunes que les amas fermés ?
Comment les amas évoluent-ils ?
QCM
présente une masse de l'ordre de (en unité de masse solaire)
)