Une étoile commence dans un nuage de gaz de l’espace
Une étoile se forme lorsque la gravité rassemble du gaz dispersé dans l’espace. À certains endroits, du gaz froid et de la poussière se regroupent en nuages. Quand une partie d’un nuage se concentre vers l’intérieur, le gaz s’accumule de plus en plus au centre et se réchauffe. C’est ainsi que beaucoup d’étoiles commencent à se former dans l’univers actuel.
L’ingrédient principal de ces nuages est l’hydrogène. Dans un nuage froid, les molécules d’hydrogène, composées de deux atomes liés, sont abondantes : d’où le nom de nuage moléculaire. De minuscules grains solides, appelés poussière, sont aussi mêlés au gaz. Un seul grand nuage peut donner naissance à de nombreuses étoiles.
Quand le gaz se rassemble, le centre devient plus dense et plus chaud
Dans un nuage de gaz, certaines zones contiennent de la matière plus concentrée que d’autres. La gravité attire les particules de cette matière les unes vers les autres. Mais la pression du gaz, qui pousse vers l’extérieur, et les mouvements du nuage agissent aussi : toutes les zones ne s’agglomèrent donc pas aussitôt. Là où la gravité l’emporte, le gaz se rassemble vers l’intérieur et occupe moins d’espace. Ce changement s’appelle la contraction.
Le gaz chauffe en tombant vers l’intérieur et en se comprimant. Au début, le gaz et la poussière libèrent assez facilement de l’énergie sous forme de lumière, ce qui permet au nuage de rester relativement froid. Mais lorsque le gaz devient très dense au centre, l’énergie s’échappe plus difficilement. La chaleur s’accumule, créant un centre chaud au sein du nuage froid.
Toute la matière du nuage ne finit pas dans une seule étoile. Le nuage peut se diviser en plusieurs régions, tandis que la lumière et les flux de matière d’étoiles voisines peuvent disperser le gaz environnant. Les champs magnétiques et les mouvements irréguliers du gaz influencent aussi la contraction.
Une protoétoile brille tout en accumulant de la matière
Le gaz rassemblé au centre forme une masse chaude, et le gaz environnant continue d’être attiré vers elle. Ce jeune objet qui prend forme en accumulant de la matière au cœur du nuage est une protoétoile. Grandir signifie ici gagner de la matière à mesure que du gaz s’y ajoute.
La protoétoile émet déjà de la lumière à ce stade. Son énergie provient du gaz qui tombe vers l’intérieur et se comprime. Elle peut briller avant d’atteindre la longue phase durant laquelle, comme le Soleil, elle tire son énergie de la fusion de l’hydrogène en son centre.
Le gaz qui arrive tourne, si bien qu’il ne tombe pas tout droit vers le centre. Une partie tourne autour de la protoétoile et se rassemble en un disque aplati. Lorsque le gaz du disque se déplace vers l’intérieur, il ajoute de la matière à la protoétoile. De la matière est aussi éjectée vers l’extérieur : tous les ingrédients du nuage ne deviennent donc pas une partie de l’étoile.
Pour une étoile de masse proche de celle du Soleil, la contraction continue après la période où elle accumule le plus activement la matière environnante. La masse est la quantité de matière constituant un objet, ce qui est différent de sa taille visible. Pendant que la jeune étoile se contracte et devient plus petite, son centre peut continuer à se réchauffer.
La fusion centrale de l’hydrogène ouvre la longue phase de séquence principale
Lorsque le gaz central devient assez dense et assez chaud, les noyaux situés au cœur des atomes d’hydrogène participent à des réactions qui les combinent en noyaux d’hélium. Ce processus est la fusion de l’hydrogène, et il fournit l’énergie nécessaire au rayonnement de l’étoile. La longue période durant laquelle une étoile brille grâce à la fusion centrale de l’hydrogène s’appelle la séquence principale. Le Soleil est aujourd’hui dans cette phase.
Dans une étoile, la gravité qui attire la matière vers l’intérieur est à peu près équilibrée par l’effet vers l’extérieur de la pression du gaz chaud et de la lumière. La fusion permet de maintenir cet état pendant longtemps, même si l’étoile continue à libérer de l’énergie. La protoétoile brillait déjà, mais elle dispose maintenant d’une source d’énergie capable d’entretenir cette lumière durablement.
La distinction porte ici sur la phase de fusion durable de l’hydrogène au centre. Avant cela, des réactions impliquant le deutérium, une autre forme d’hydrogène, peuvent se produire. Il serait donc incorrect de dire que les jeunes objets ne connaissent aucune réaction nucléaire.
Un objet qui n’accumule pas assez de masse peut être incapable de maintenir durablement la fusion de l’hydrogène en son centre. Les naines brunes sont de tels objets. La masse limite dépend aussi de conditions comme la composition de la matière. La quantité de matière accumulée influence également la durée de vie de l’étoile et sa fin.
L’infrarouge révèle une naissance cachée par la poussière
Même si une protoétoile brille, une poussière épaisse peut bloquer la lumière visible par nos yeux. Les astronomes utilisent des longueurs d’onde invisibles, comme l’infrarouge et les ondes radio, pour étudier l’objet à l’intérieur et la matière qui l’entoure. Selon la longueur d’onde, différentes structures et propriétés de la matière apparaissent.
Le télescope spatial James Webb a observé en infrarouge les environs d’une protoétoile dans un nuage appelé L1527. Vu par la tranche, le disque apparaît comme une bande sombre, tandis que la lumière qui s’échappe au-dessus et au-dessous éclaire l’espace environnant. Cette observation montre la répartition de la matière autour de la protoétoile. Les couleurs de l’image publiée correspondent à des données infrarouges représentées par des couleurs visibles à l’œil humain.
Les astronomes reconstituent la naissance des étoiles en observant des objets à différentes étapes et en les comparant à des modèles fondés sur les lois physiques. Une image d’observation montre un moment particulier. Un modèle explicatif relie plusieurs observations pour présenter le déroulement général, mais toutes les étoiles réelles ne suivent pas le même calendrier.
La matière restante peut former un système planétaire
Dans le disque d’une jeune étoile, des grains solides se rassemblent pour former de plus gros objets. Certains peuvent fournir les matériaux de planètes et de petits corps. Les observations radio d’ALMA montrent des anneaux clairs et sombres dans le disque de la jeune étoile HL Tau. Ces structures donnent des indices sur la formation des planètes, mais ne signifient pas qu’une planète a été confirmée dans chaque anneau.
Le Système solaire s’est lui aussi formé à partir du gaz et de la poussière autour du jeune Soleil. Étudier de petits corps comme les comètes aide à connaître la composition de ces premiers ingrédients. Ils comprennent de l’hydrogène et de l’hélium issus de l’univers primordial, mais aussi des composants laissés par des générations précédentes d’étoiles.
Les premières étoiles sont nées d’un gaz composé presque entièrement d’hydrogène et d’hélium : leur environnement différait donc des nuages poussiéreux actuels. Le modèle par étapes de cet article décrit un parcours typique de formation d’une étoile de masse proche de celle du Soleil dans l’univers actuel. Pour découvrir ce que ces étoiles laissent à la fin de leur longue vie, poursuivez avec La mort des étoiles.
Sources
- NASA Science — Naissance des étoiles et séquence principale
- NASA — Croissance et sources d’énergie des protoétoiles
- Grudić et ses collègues — Refroidissement, accrétion et réactions nucléaires dans les modèles de formation stellaire
- Chabrier et ses collègues — Recherche sur la limite de masse de la fusion de l’hydrogène
- NASA Webb — Observations autour de la protoétoile L1527
- NASA Webb — Représentation des couleurs dans l’image infrarouge de L1527
- ALMA Partnership et ses collègues — Observations des anneaux du disque de HL Tau
- NASA Webb — Composition des premières étoiles et des générations suivantes