La naissance d'une étoile.
La nébuleuse d'Orion, ou M42,
à l'intérieure de laquelle un système quadruple
d'étoile est née.
Pour décrire la naissance d'une
étoile, nous allons nous intéresser à
une étoile de la masse de notre Soleil.
Tout se passe à l'intérieure d'un immense nuage
moléculaire, une gigantesque zone sombre
s'étendant sur plusieurs dizaines d'années lumières. Ce nuage est essentiellement composé
d'hydrogène et d'hélium, ainsi que de quelques
poussières. La température y est de
-250°C. Dans ces nuages, il y a ce que l'on appelle des
« globules » denses, des zones où la
densité y est plus élevée qu'ailleurs
dans le nuage. Seulement 10 à 15% de ces globules
s'effondreront sous leurs propre poids car ils sont en
équilibre entre la pression interne, qui tend à
disperser la matière et la gravité qui tend
à la condenser. Ces globules s'effondreront si un
élément extérieure venait
déséquilibrer le nuage, comme par exemple l'onde
de choc d'une supernova, où encore la fusion de deux galaxies.
Lorsque le globule dense s'effondre, une réaction en
chaîne commence. La gravité devient plus forte que
la pression interne, entraînant un effondrement en chute
libre: toute la matière s'agglutine au cœur du
globule. Cet effondrement libère une grande
quantité d'énergie sous forme de rayonnement,
mais au début l'enveloppe du globule est suffisamment
transparente et l'énergie est ainsi
libérée vers l'extérieure. Mais au fur
et à mesure que le globule s'effondre, l'enveloppe va
devenir opaque et l'énergie sera donc
piégée au cœur du globule, ce qui aura
pour conséquence une terrible augmentation de la
température. Les particules s'agitent en tout sens ce qui
entraîne de petites réactions
nucléaires (le deutérium fusionne en
hélium): c'est une protoétoile. La contraction se
poursuit et la force centrifuge augmente dans le globule. La
protoétoile tourne de plus en plus vite sur
elle-même et son enveloppe s'aplati sur le plan
équatorial de l'étoile. Pour l'instant, la grande
vitesse de rotation de la protoétoile lui empêche
d'accumuler de la matière dans son disque
d'accrétion. C'est pourquoi elle va éjecter de la
matière le long de son axe de rotation pour ralentir sa
vitesse. Ces jets gazeux sortant des pôles sont
appelés objets de Herbig-Haro (du nom de leurs
découvreurs). Ces jets s'éloignent de
l'étoile à la vitesse de plusieurs centaines de
milliers de km/h et s'étendent sur plus d'une
année lumière.
À ce moment là, on dit que l'étoile
est en phase T Tauri. La future étoile continue ainsi de
dévorer le disque de matière qui l'entoure
jusqu'à ce que la pression au cœur soit
suffisamment grande et que la température atteigne les 15
millions de degrés. L'étoile,
âgée d'environ 40 millions d'années,
s'allume alors: l'hydrogène fusionne pour donner de
l'hélium. Ses réserves d'hydrogène
sont énorme, elles représentent environ 90% de la
masse totale de l'étoile. L'étoile a plusieurs
milliards d'années à vivre.
Son disque circumstellaire qu'elle a presque entièrement
dévoré engendrera peut-être un
système planétaire.
Retour vie des étoiles