Sciences & Techniques: La naissance des astres

« pas isolées mais en groupes.

Et la somme de leurs masses correspond à la masse critique à partir de laquelle les nébuleusespeuvent s'effondrer. Pourquoi se forme-t-il des multitudes de " petites étoiles " au lieu d'une seule énorme? La réponse n'estpas encore claire.

Les astronomes ont constaté que les nuages de gaz interstellaires étaient animés d'unmouvement de rotation sur eux-mêmes.

Cette " quantité de rotation ", ou moment cinétique, se conservequoi qu'il arrive.

Cela signifie que si une contraction a lieu, le diamètre du nuage étant plus petit, sa vitessede rotation sur lui-même augmente.

Dans de telles circonstances, le nuage devrait irrémédiablements'éparpiller dans l'espace, la gravitation en sortant définitivement vaincue.

En fait, la plupart du temps, lesnuages sont parcourus par des lignes de champ magnétiques galactiques.

Les gaz ionisés ont alors tendance à suivre ces lignes et à s'échapper vers l'extérieur, emportant avec eux l'excédent de moment cinétique, ce qui a pour effetde freiner la rotation du nuage et de faciliter son effondrement.

Mais le principal allié de la gravitation à ce stade est la fragmentation dunuage en plusieurs petits globules denses.

Ce mécanisme, encore incompris, permet au moment cinétique de passer dans unmouvement orbital plutôt que dans la rotation du nuage, qui continue de ralentir. Ces globules sont assez denses et animés d'une vitesse d'effondrement suffisante pour que le processus de contraction se poursuive.Chacun d'eux donnera naissance à une étoile.

Associés par deux ou par trois, ils constituent souvent des systèmes stellairesmultiples.

En leur sein, la gravitation peut s'exercer sans qu'aucune barrière ne vienne entraver son entreprise.

Lorsque le noyaugazeux est assez dense pour qu'il ait l'apparence d'une sphère opaque, la pression augmente, se traduisant simultanément par unehausse de la température.

De nouveau, la gravitation, qui comprime et attire les atomes de gaz vers le centre de l'astre naissant, varencontrer l'opposition de la pression interne, due à l'agitation thermique des particules de gaz (électrons et noyaux atomiques).

Celle- ci est d'autant plus puissante que la température augmente.

Cela signifie que les électrons s'agitent de plus en plus, jusqu'à échapperaux noyaux et à circuler librement dans les espaces auparavant occupés par les atomes.

Plus la température augmente, plus lesatomes sont resserrés.

A 15 millions de degrés, au centre de l'astre, les particules agitées sont si proches les unes des autresqu'elles entrent de temps en temps en collision.

Quand c'est le cas, deux noyaux peuvent se rapprocher tellement l'un de l'autre qu'ilsarrivent à vaincre la force de répulsion électrostatique.

A ce moment-là, c'est la force nucléaire , irrésistible à ces petites distances, qui l'emporte : les deux noyaux fusionnent et n'en font plus qu'un, d'une masse très légèrement inférieure à leur masse totale initiale.

Lapart qui manque a été transformée en énergie émise sous forme de photon gamma.

La première force qui engendre la productiond'énergie par les étoiles en formation est donc la gravitation.

Une étoile se met à rayonner parce que la gravitation l'a fait s'échauffer etque des réactions nucléaires ont débuté. La vie de l'étoile se poursuit dans un équilibre entre l'énergie rayonnée par la fusion des éléments et la gravitation.

Si la masse initialede l'astre dépasse sept fois celle du Soleil, les fusions d'éléments de plus en plus stables se succèdent jusqu'à une fin cataclysmique: l'explosion de supernova. Une autre force d'opposition Mais à ce scénario de formation d'étoiles s'oppose toujours le problème du moment cinétique.

Les astressont en rotation sur eux-mêmes, comme l'étaient les nuages dont ils sont issus.

Leur effondrement setraduisant par une diminution de leur rayon, leur vitesse de rotation devrait augmenter au point de vaincre lagravitation et faire se disperser la matière dans l'espace.

Or l'observation montre que les étoiles tournenttrès lentement sur elles-mêmes.

" Le seul moyen de ralentir ainsi une étoile consiste à lui faire perdre de la masse , dit Alain Lecavelier des Étangs, de l'Institut d'astrophysique de Paris .

Et c'est ce qui a été vu sur des astres très jeunes, appelés objets de Herbig-Haro : des jets de matière se créent sur l'axe des pôles ".

Le mécanisme d'éjection demeure encore mystérieux mais en freinant la rotation, il vient en aide à la gravitation et permet aux étoiles de voir le jour. Cependant, toute la matière du nuage gazeux initial ne vient pas s'accréter dans l'objet central.

Une petite partie reste en rotationautour.

Les grains de poussière et le gaz de ce nuage ont tendance à se regrouper dans le même plan, et finissent par former undisque.

Comme le gaz est attiré vers l'étoile, il chute lentement en spirale.

Mais au bout d'un moment, la pression devient légèrementplus forte et s'oppose à la gravitation.

Elle en atténue les effets, si bien que le gaz continue à tourner autour de l'étoile à une vitesseinférieure à ce qu'elle devrait être; comme si l'astre central était en réalité moins massif. Simultanément, les grains de poussière s'agglomèrent par simples rencontres et grossissent.

La gravitation ne joue aucun rôle danscette phase.

Lorsque les grains ont environ un million de fois la masse des molécules de gaz ambiant, ils deviennent indépendants decelles-ci et ne sont donc plus " soutenus " par la pression.

Ils se mettent alors à tomber vers l' étoile sur une trajectoire en spirale.

Ils acquièrent donc une vitesse de rotation plus rapide que le gaz, conforme à la masse réelle de l'étoile centrale.

Leur vitesse plus élevéefavorise encore plus les rencontres, de sorte qu'ils continuent à grossir.

Un million d'années après que l'étoile ait débuté ses réactionsde fusion, le disque qui l'entoure est peuplé de blocs d'un kilomètre de diamètre.

Le frottement du gaz étant négligeable sur des objetsde cette taille, ils cessent de spiraler et se satellisent sur des orbites moins " dangereuses ".

A ce moment, chacun de ces petitscorps commence à avoir une gravité propre.

Celle-ci reste encore faible.

Mais les rencontres se poursuivant, certains d'entre eux atteignent des tailles respectables et deviennent des planètes. Cette phase ne s'éternise guère.

En moins de dix millions d'années, dans le Système solaire, s'était formé un noyau rocheux dix foisplus massif que la Terre, dont la gravité a été assez puissante pour happer le gaz résiduel de la nébuleuse primitive et devenir Jupiter. Dans la formation des planètes, la gravitation ne joue donc qu'un rôle tardif.

L'essentiel du processus repose sur les rencontresfortuites des grains de poussières, puis des roches présentes au sein des disques protoplanétaires.. »