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2° L'effondrement du nuage

Une fois l'instabilité amorcée, le nuage s'effondre sous son propre poids. Cet effondrement peut durer quelques millions d'années, pour une étoile comme le Soleil par exemple. Ce phénomène a lieu lorsqu'une partie du nuage moléculaire devient suffisamment chaude et compacte pour faire démarrer des réactions nucléaires locales. Entre autre, l'hydrogène va se transformer en hélium par fusion nucléaire. La fusion nucléaire est un processus d'agglutination des noyaux de deux atomes pour en former un troisième plus lourd. Ce phénomène produit d'ailleurs une énergie considérable.

L'effondrement gravitationnel fournit donc l'énergie nécessaire au démarrage et à l'entretien de ces réactions locales. Puis, le nuage environnant de gaz et de poussières sera ensuite éjecté par des vents violents générés par la protoétoile. Cette éjection se fait perpendiculairement au disque de matière qui entoure encore l'étoile et principalement sous forme de jets polaires.

Ici nous pouvons apercevoir la vue de HH30,une protoétoile en formation. Mais comment cela se peut-il si cette dernière n'est pas directement visible ? En faite, ce que nous apercevons ici est la lumière que la protoétoile émet et qui éclaire le disque (en vert) autour de celle-ci. Les deux jets polaires sont facilement identifiables en rouge.

Cette éjection de matière du disque est essentielle pour la suite de la formation de l'étoile parce qu'elle évacue l'excès de moment angulaire qui s'oppose à l'effondrement gravitationnel. Le moment angulaire est la mesure de l'énergie de rotation d'un système.

Après quelques millions d'années, une grande partie du disque est finalement éjectée. L'étoile est alors directement visible. Une partie du gaz restant autour d'elle va se trouver piégé dans le champs magnétique de l'étoile et se réchauffer afin d'émettre des rayons X.

Les détails de l'effondrement

Il est difficile d'observer un nuage moléculaire en train de s'effondrer parce que les zones d'effondrement sont souvent voilées par d'autres parties encore stables du nuage. Suivons l'effondrement à partir du moment où le nuage est déjà fragmenté en globules, qui donneront chacun naissance à une étoile. Un globule, ou plus précisément une protoétoile s'échauffe et devient extrêmement lumineuse lorsque l'énergie produite par la contraction gravitationnelle est assez importante. Cette très forte luminosité qui est toutefois de courte durée, car la contraction ne dure que quelques milliers d'années.

Si la masse de la protoétoile est supérieure à 0,1 masses solaires, la contraction réchauffe suffisamment le noyau pour que les réactions nucléaires s'enclenchent et y assurant une production stable d'énergie: L'étoile amorce alors sa longue vie adulte.

Lors de l'effondrement, la densité devient suffisamment grande pour que le gaz soit opaque. L'énergie gravitationnelle libérée en chaleur, par la contraction, reste emprisonner et la température interne monte. La pression interne augmente aussi jusqu'à arrêter la chute libre. L'étoile a alors atteint l'équilibre hydrostatique. Elle débute à ce moment une autre période qui sera située sur la branche principale.

Ici, nous apercevons un nuage Moléculaire. Il s'agit du site de formation de M16: la nébuleuse de l'Aigle dans la constellation du serpent.C'est justement ce type de nuage qui est susceptible de s'effondrer et de provoquer, par le fait même la naissance de plusieurs étoiles.