L'enfance des étoiles

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Quand une portion du nuage sera devenu assez compacte et assez chaude, des réactions nucléaires vont pouvoir démarrer localement : l'hydrogène va se transformer en hélium par fusion nucléaire. C'est l'effondrement gravitationnel du nuage qui fournit l'énergie nécessaire au démarrage et à l'entretien de ces réactions initiales.

La plus grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière va finir par être éjecté par les vents violents que va générer la protoétoile.
Cette éjection se fait principalement sous forme de jets polaires, perpendiculaires au disque de matière qui entoure encore l'étoile.
Selon les hypothèses actuelles, ces jets sont en partie provoqués par la déformation des lignes de champ magnétique au sein du nuage lorsque le disque commence à se former.

HH30, protoétoile en formation
Une vue de HH30, protoétoile en formation : si la future étoile elle-même est invisible, elle illumine le disque de matière qui l'entoure (en vert).
Les deux jets, issus de la région centrale, sont nettement visibles en rouge.
Un tel nuage est un site de formation d'étoiles.

 

Source : NASA / HST

Cette éjection de matière du disque va devenir importante pour la suite de la formation de l'étoile, parce qu'elle évacue l'excès de moment angulaire, et diminue ainsi la force centrifuge qui s'opposerait à l'effondrement gravitationnel.

Au bout de quelques millions d'années, une grande partie du disque a été éjecté. La jeune étoile au centre du nuage va devenir directement visible.
Elle est alors dite dans l'état T-Tauri, ainsi nommé d'après une étoile prototype de la constellation du Taureau.
Une partie du gaz restant autour d'elle va se trouver piégé dans le champ magnétique de l'étoile, et s'échauffer suffisamment pour permettre une émission de rayons X.

C'est à ce moment-là également que le disque de gaz qui entoure la jeune étoile va pouvoir, dans certains cas, se condenser pour former des planètes.

Orion Proplyds
Les proplydes d'Orion, de jeunes étoiles au stade T-Tauri avec un disque proto-planétaire nettement visible autour.

 

Source : NASA / HST

Tout ce processus n'a pas pris plus de 40 millions d'années. Peu de temps, en vérité, comparé au reste de la vie de l'étoile...

 

Processus de formation d'une étoile de masse moyenne. (Images NASA/ HST)
processus de formation
processus de formation


Ce que nous venons de décrire ici s'applique à des étoiles dont la masse finale est inférieure ou égale à quelques masses solaires.
La formation des étoiles massives reste encore largement incomprise à ce jour. Elle serait due en partie à des phénomènes de coalescence de plusieurs protoétoiles.

 


Références :
Feedback from Protostellar Outflows in Star and Star Cluster Formation (C.Matzner)
Primordial stellar evolution - The protostar phase ( S.W.Stahler &al.)