La vie et la mort des étoiles
I°) La naissance des étoiles
Grâce aux observations, nous pouvons prévoir d'une manière étonnamment précise l'évolution et la mort d'une étoile. Cependant, nous comprenons encore mal les tous premiers stades de sa formation: Il s'agit-là d'un problème extrêmement difficile, tant au point de vue observationnel que théorique : En effet, il n'existe pas encore de théorie entièrement détaillée de la formation des étoiles.
Toutefois, nous savons que la naissance d'une étoile s'effectue sur des millions d'années, en plusieurs étapes à l'intérieur d'un nuage moléculaire. Ensuite, le nuage s'effondre sur lui-même et se fragmente en globules qui se transformeront par la suite en protoétoiles, puis en étoiles.
Mais quels changements subissent-elles avant d'atteindre un état de stabilité tel que celui de notre soleil ?
1° Les nuages interstellaires
Les étoiles naissent dans les profondeurs des nuages qui sont formés principalement d'hydrogène et de poussières : Ce sont les nuages interstellaires.
Les nuages interstellaires sont en faite des nébuleuses diffuses : C'est à dire des concentrations de gaz et de poussières de faibles épaisseurs mais très étendues où se forment les étoiles. Lorsque la matière d'une nébuleuse est suffisamment concentrée, les atomes s'unissent et constituent des molécules : la nébuleuse devient alors un nuage moléculaire dans lequel vont se former les étoiles ( ex : nébuleuse Rhô Ophiuchi ).
Un nuage moléculaire est donc capable de donner naissance à un grand nombre d'étoiles simultanément : Par conséquent, elles ont donc à peu près toutes le même age et la même composition chimique.
la nébuleuse Rhô Ophiuchi
Une étoile provient donc d'un nuage moléculaire très dense composé principalement de gaz et de poussières. Cependant, les étoiles se forment dans des régions particulières de ce nuage qui sont appelées globules.
Les débris issus de la fragmentation du nuage moléculaire se transforment lentement en de grosses boules que l'on appelle des globules. Un globule typique est de la taille du système solaire et à une masse de 1 à 2000 celle du soleil : C'est un objet très froid et très sombre (en jaune sur le schéma). Peu à peu, il devient plus dense et plus chaud, puis se transforme en une proto étoile qui commence à briller.
Un nuage moléculaire possède une masse variant de 100 000 à quelques millions de masses solaires et peut s'étendre sur plus de 300 années lumières.
De plus, ce dernier se doit d'être extrêmement froid afin que de nombreuses molécules complexes puissent se former à l'intérieur. C'est pourquoi un tel nuage possède une température approximativement égale à -260 degrés celsius. Ce dernier est composé principalement d'hydrogène et de molécules organiques à base de carbone.
Récemment, les méthodes d'analyse de l'infrarouge et des ondes radio ont révélé qu'on retrouvait, à l'intérieur de ce type de nuages, une très grande activité chimique résultant en une surabondance de ces mêmes molécules organiques.
Tout d'abord, une instabilité déclenche la condensation de plusieurs fragments de ce nuage dans les régions des globules.
Cette instabilité peut provenir de plusieurs sources distinctes: une onde de choc provenant d'une supernovae, ou encore le passage d'un amas d'étoiles etc..
La densité ainsi que la température de ces régions vont alors augmenter considérablement : C'est à partir de cet instant que ces espaces seront désignés sous le nom de protoétoiles.
La nébuleuse diffuse d'Orion
La Région du trapèze, dans la nébuleuse d'Orion est une pouponnière d'étoiles. En lumière visible à gauche, on observe difficilement l'intérieur de cette zone, mais une image infrarouge révèle de nombreuse étoiles jeunes ( à droite ).
Exemple d'un nuage interstellaire
- TPE Astronomie Année 2001 -