FORMATION DES ÉTOILES

La nébuleuse primordiale

Notre histoire commence dans un endroit comme on en rencontre beaucoup dans l'univers. Dans une nébuleuse gazeuse, issue de l'explosion, il y a plusieurs millions d'années, d'une supernova. Les éléments chimiques libérés au cours de cette explosion se sont mêlés à de grands nuages d'hydrogène comme on en trouve un peu partout dans l'univers.
Ce nuage, appelé nébuleuse primordiale a une température très faible (environ -260° Celsius), à peine quelques dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu (-273,13° Celsius). Sa taille : plusieurs années-lumières de diamètre. Elle est principalement composée de 90 % d'hydrogène, 9 % d'hélium et 1 % d'éléments rares, de poussières... Sa densité est très faible : quelques centaines d'atomes par centimètre cube environ.
Tout irait à peu près bien, sauf qu'il y a un autre élément qui veut aussi participer au jeu : la gravitation.
Selon un processus encore mystérieux, une masse de gaz va s'isoler et va commencer à s'effondrer sur elle-même. Elle prend la forme d'une boule plus ou moins sphérique. Et plus elle se contracte, plus sa densité augmente, et plus elle s'effondre rapidement. Le cycle est lancé. Plus rien ne peut l'arrêter. Cet effondrement va se poursuivre plusieurs millions d'années.

La protoétoile

Notre nébuleuse s'effondre. Donc, les atomes de gaz la constituant tombent vers le centre, et se heurtent à grande vitesse. Résultat : le gaz se réchauffe. Sous l'effet de cette hausse de température, les atomes s'agitent davantage encore. La fréquence des chocs s'accroît, et la température augmente encore.
A ce stade qui n'a pas duré un million d'années, le centre de la nébuleuse abrite déjà une sorte de "cocon" baptisé protoétoile. Cet embryon brille déjà, mais sa lueur, encore faible, est masquée par le nuage de gaz.

La naissance d'un nouveau soleil

Lorsque la température du cocon central atteint 9 000° Celsius, les électrons ne peuvent plus rester "accrochés" aux atomes, et s'en séparent. Il se forme alors un plasma, véritable soupe de particules, composée de protons, de noyaux atomiques et d'électrons. A cause de son mouvement de rotation sur elle-même, la force centrifuge oblige la nébuleuse à s'aplatir dans un plan. Cette dernière prend alors l'allure d'un disque.
L'attraction gravifique de la protoétoile permet à celle-ci "d'aspirer" le gaz alentour, qui s'effondre sans cesse vers elle. Lorsque la température atteint 1 million de degrés Celsius, les premières réactions de fusions nucléaires apparaissent suite à l'énergie libérée lors des chocs entre les atomes de deutérium. Dès lors, l'évolution de l'étoile est guidée par sa masse et sa luminosité. (Vous pourrez trouver des informations supplémentaires --> ici). Grâce à ces deux paramètres bien connus, les physiciens lisent dans les grandes lignes le destin des étoiles.
Les différents types d'étoiles existants sont résumés dans le diagramme HR.

Située à une distance de 1 600 années-lumière, la nébuleuse d'Orion est la plus brillante nébuleuse diffuse dans le ciel, visible à l'oeil nu, et gratifiante dans tous les instruments, des plus petites jumelles aux plus grands observatoires terrestres ou au Télescope Spatial Hubble. Elle représente la partie principale d'un nuage beaucoup plus large de gaz et de poussière qui s'étend sur 10°, soit bien plus de la moitié de la constellation d'Orion. L'extension linéaire de ce nuage géant est bien de plusieurs centaines d'années-lumière. En plus de la nébuleuse d'Orion située près de son centre, ce nuage contient les objets suivants, souvent fameux par eux-mêmes : la Boucle de Barnard, la région de la Nébuleuse Tête de Cheval (montrant aussi NGC 2024 ou Orion B), et la nébuleuse par réflexion autour de M78. La nébuleuse d'Orion elle-même est vraiment un gros objet dans le ciel, avec une surface de 66' x 60', soit quatre fois celle de la Pleine Lune, et un diamètre linéaire de 30 années-lumière. C'est aussi l'un des objets les plus brillants du ciel profond. Il est quelque peu insolite que la nébuleuse d'Orion ait trouvé sa place dans le catalogue de Messier, ainsi d'ailleurs que le brillant amas d'étoiles Praesepe M44, ou encore les Pléiades M45; normalement Charles Messier n'incluait que les objets faibles pouvant être facilement confondus avec des comètes. Mais, en cette nuit du 4 mars 1769, il détermina la position de ces objets bien connus, et, selon Owen Gingerich, "les ajoutant à l'évidence comme 'la cerise sur le gâteau' en portant la liste à 45 objets" pour sa première publication dans les Mémoires de l'Académie de 1771 (publiées en 1774). On peut se demander pourquoi il préféra une liste de 45 entrées plutôt que de 41 ; une raison possible serait qu'il voulait surpasser le catalogue Lacaille de 1755 des objets de l'hémisphère sud, qui contenait 42 entrées. En plus de M44 et M45, Messier enregistra la position de la petite partie au nord-est de la nébuleuse, déjà repérée par de Mairan, et qui porte donc le numéro M43. (Cliquer sur l'image pour l'apprécier en grand format).

La formation du système de planètes

Une fois notre étoile formée, il reste 1 % du gaz de la nébuleuse de départ qui n'a pas été absorbé. Ce disque de gaz ceinturant l'étoile va donner naissance à un système planétaire. On pensait autrefois que les grains de poussière présents dans le plan moyen se sédimentaient pour former des "boules" de plus en plus grosses : Les planètes. Un peu comme pour faire des boules de neige, en somme. Cependant, d'après les calculs des physiciens, cela devrait prendre environ un milliard d'années. Or, d'après les observations, toutes les étoiles âgées d'environ 10 millions d'années ont déjà perdu leur disque protoplanétaire.
Actuellement, une nouvelle hypothèse posée par Pierre Barges, du laboratoire d'astronomie de Marseille et par Joël Sommeria, de l'université de Grenoble a le vent en poupe. Selon eux, le disque protoplanétaire ne devrait pas tourner comme un fleuve tranquille, où seuls de petits chocs entre les grains se produisent. Des tourbillons naîtraient dans le disque. Au fil du temps, seuls ceux tournant dans le sens contraire au disque persisteraient. Les plus gros grains de poussière tomberaient vers le centre de ces tourbillons, tandis que les plus légers se répartiraient sur la périphérie. Les noyaux, de plus en plus volumineux, attirent toute la poussière passant à proximité. D'après Pierre Barges, "Un tel processus se révèle très efficace pour former des planétoïdes en un temps record : 10 000 ans suffisent".

La ligne de glace

A peine créée, la jeune étoile impose sa loi. Ses abords sont portés à très haute température, tandis qu'un froid glacial règne dans les régions éloignées du disque. A courte distance du soleil, seuls les silicates peuvent exister à l'état solide. L'eau, l'ammoniaque, le gaz carbonique, l'azote et le carbone se vaporisent et sont "soufflés" vers les profondeurs lointaines et froides du disque. (La pression à l'intérieur du disque est si faible que ces gaz passeraient directement à la phase solide sans transiter par la phase liquide.)
Loin de la jeune étoile, les conditions sont totalement différentes : il y règne un froid tel, que tous ces composés volatiles se solidifient. Les grains de poussière se retrouvent rapidement "enrobés" de couches de glace. Les noyaux des planètes géantes sont en train de naître. Une fois que ces noyaux de glace auront acquis une masse suffisante, ils attireront le gaz présent autour d'eux, et formeront les géantes gazeuses : Jupiter, Saturne... pour notre système. Les morceaux de silicates, proches du soleil s'agglomèreront plus lentement pour former, par chocs successifs, les petites planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars pour notre système. La limite entre la zone de formation des planètes telluriques et celle des géantes gazeuses porte ainsi le nom de snow line, ou ligne de glace.

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