• View
• Edit
• History
• Print

Astrophysique4030

L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012

Formation des étoiles

Le milieu interstellaire

On a pu remarquer qu'à l'intérieur même du système solaire il n'y a essentiellement que du vide. A l'échelle des distances interstellaires, l'importance du vide est encore plus grande. Dans ce vide interstellaire, on retrouve occasionnellement quelques traces de matière. Ces nuages très ténus jouent pourtant un rôle crucial dans le processus évolutif de l'univers. Ils sont étroitement liés à la formation de système planétaires et de nouvelles étoiles. Les nuages gazeux sont principalement composés d'hydrogène, bien qu'on y retrouve quelque traces d'éléments plus lourds.

La matière interstellaire se présente sous différentes formes. La première et la plus chaude de ces formes est tout à fait semblable au gaz de la couronne solaire. Sa température dépasse le million de degrés mais sa densité est très faible (quelques atomes par centimètre cube). On retrouve ce type de nuage sur de vastes étendus dans les halos de galaxies. L'origine de ces halos galactiques est assez mal connue. On retrouve aussi d'importants nuages de gaz coronal autour de regroupements d'étoiles jeunes et massives. De telles étoiles émettent de puissants vents stellaires qui chauffent le milieu environnant. Le gaz est d'autre part échauffé par de fréquentes supernovae.

On retrouve aussi en grand nombre dans notre galaxie, des nuages de gaz d'hydrogène atomique ionisé (figure 17-a). Ces nébuleuses diffuses ou régions HII possèdent une température caractéristique de quelques milliers de degrés (5 000 à 15 000 oK). On ne retrouve pas de gaz à des températures intermédiaires (de l'ordre de 100 000 oK). En réalité, à cette température, le taux de radiation du gaz est très élevé. Un nuage à cette température ne peut donc pas subsister longtemps car il se refroidi trop rapidement. Pour être ionisés, les atomes doivent être à proximité d'une source d'énergie assez importante. Une nébuleuse diffuse est généralement associée à quelque dizaines d'étoiles massives jeunes (association OB). Ce sont précisément ces jeunes étoiles qui, par leur important flux ultraviolet, sont responsables de l'ionisation du nuage. Bien que l'hydrogène soit le principal composant de ce type de nuage, on y retrouve quelques traces d'éléments plus lourds. Ces ions jouent un rôle important dans le processus de refroidissement du nuage. Il est intéressant de noter que l'identification de certains éléments a constitué une certaine difficulté car certaines raies interdites (en laboratoire) étaient observées dans ces régions. La faible densité de ces régions permet de telles transitions qui sont normalement remplacées par un processus de collision. Le milieu interstellaire possède une densité de beaucoup plus faible que les meilleurs vides réalisés sur terre.

Les nuages atomiques neutres se retrouvent souvent en périphérie des nuages ionisés là où le flux d'énergie n'est plus suffisamment intense pour assurer la stabilité d'une phase ionisée. On observe ces nuages à l'aide de radio-télescopes. L'hydrogène neutre est observé par à partir de sa raie d'émission radio de 21 cm de longueur d'onde. Cette raie importante en astronomie correspond à une transition de spin de l'électron.

Si la température diminue encore, les atomes neutres auront tendance à se regrouper en molécules. On est alors en présence d'un nuage moléculaire. Les nuages moléculaires sont à l'origine de la naissance des étoiles. Parmi ces nuages, les nuages d'hydrogène moléculaires (H2) sont les plus communs. Paradoxalement, ils sont rarement observés directement car ils n'émettent pas beaucoup de rayonnement. L'observation de ce type de nuage dans le voisinage solaire à permis d'établir qu'il y a une corrélation entre la densité de monoxyde de carbone (CO) et la densité d'hydrogène moléculaire. Le monoxyde de carbone est peu abondant mais il possède de fortes raies d'émission dans le domaine radio. En faisant l'hypothèse que cette corrélation demeure valable pour l'ensemble de l'univers, il devient alors possible d'estimer la densité d'hydrogène moléculaire d'un nuage quelconque.

Les nuages de poussières sont très froids. Ils sont constitués de poussières microscopiques. Les grains de possières absorbent efficacement le rayonnement rouge et infrarouge. On les observe facilement lorsqu'ils sont placés devant un objet lumineux. Ils prennent alors l'apparence de zones sombres (figure 17-b). Chaque grain de poussière est formé d'environ 10 000 milliards de molécules. Un grain de poussière ne mesure en moyenne qu'une dizaine de microns ( un centième de millimètre). Les grains sont surtout composés d'éléments lourds. En s'agglomérant, ces poussières donnent naissance à de gros cailloux tel que les planètes du système solaire.

Ondes de choc et effondrement

Les bras spiraux d'une galaxie spirale sont en réalité la manifestation d'ondes de choque qui se propagent en dans la galaxie. Ces ondes tournent plus rapidement que la matière du disque. Les ondes de choc balaient donc le disque à répétition. A chaque fois que l'onde de choc traverse un nuage moléculaire, celui-ci est compressé et perturbé. Après un certain nombre de passages d'onde de choc, le nuage est suffisamment compressé pour mettre en marche l'effondrement gravitationnel du nuage. Les bras spiraux ne sont toutefois pas la seule source d'onde de choc. L'explosion d'une étoile ou supernova produit aussi une onde de choc majeure pouvant conduire à l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire localisé à proximité.

L'effondrement d'un nuage moléculaire s'accompagne d'une augmentation de température qui se traduit par une augmentation de luminosité du nuage. La partie compressée et lumineuse du nuage est nommée protoétoile. La protoétoile est très lumineuse. Par exemple, pour une étoile de masse solaire, la luminosité peut être 500 fois plus grande que la luminosité solaire mais cette phase de grande luminosité ne dure que quelques milliers d'années. Une fois que le centre de la protoétoile atteint une température d'environ 15 000 000 K, la fusion nucléaire de l'hydrogène (des protons) devient exothermique et l'étoile prends forme. Ce n'est alors plus le gravité et la compression qui produit la luminosité mais l'énergie dégagée par la fusion nucléaire. Toutefois certains protoétoiles ne deviennent pas des étoiles. C'est le cas de protoétoiles de faible masse (moins de 0,1 masse solaire). Dans ce cas, la protoétoile perd toute sa chaleur en radiation et devient un planète géante. La planète Jupiter en est un exemple éloquent.