Effondrement Gravitationnel : Formation et Naissance des Étoiles

Les pouponnières d’étoiles : les nuages moléculaires géants

Les étoiles naissent dans des régions froides et denses du milieu interstellaire appelées nuages moléculaires géants (GMC pour Giant Molecular Clouds). Ces structures peuvent atteindre plusieurs centaines d'années-lumière de diamètre et contenir jusqu'à \(10^6\) masses solaires de gaz, principalement de l'hydrogène moléculaire (\(\text{H}_2\)), du monoxyde de carbone (\(\text{CO}\)) et des poussières interstellaires.

Les perturbations gravitationnelles, comme des ondes de choc issues de supernovae ou des collisions de nuages, déclenchent la fragmentation de ces régions, favorisant la contraction locale de la matière. Chaque fragment effondré est le noyau d'une future étoile.

Contraction gravitationnelle et formation de la protoétoile

Sous l’effet de la gravité, les noyaux denses s’effondrent sur eux-mêmes, augmentant leur température centrale. Ce processus s’accompagne d’une conversion d’énergie gravitationnelle en énergie thermique, selon le mécanisme de Kelvin-Helmholtz. Lorsque la température centrale atteint quelques milliers de kelvins, le cœur devient opaque au rayonnement infrarouge, formant une protoétoile.

À ce stade, l’étoile est enveloppée dans un disque protoplanétaire et un cocon de gaz. Des jets bipolaires peuvent être émis perpendiculairement au disque, transportant l’excès de moment cinétique et permettant à la matière d’être accrétée plus efficacement.

L’allumage des réactions thermonucléaires

Lorsque la température centrale atteint environ \(10^6\ \text{K}\), les réactions de fusion de l’hydrogène commencent dans le cœur par la chaîne proton-proton ou le cycle CNO, selon la masse de la protoétoile. La pression de radiation s’oppose alors à l’effondrement gravitationnel : l’objet atteint l’équilibre hydrostatique.

L’étoile entre alors sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell. Sa durée de vie dépend fortement de sa masse initiale : une étoile massive de \(20\ M_\odot\) ne brillera que quelques millions d’années, tandis qu’une étoile de type solaire (\(1\ M_\odot\)) vivra environ 10 milliards d’années.

Des formations en chaîne : amas ouverts et étoiles multiples

Les étoiles ne naissent pas isolément. Une seule région effondrée peut produire des centaines d’étoiles, donnant naissance à un amas ouvert. L’interaction gravitationnelle entre protoétoiles dans ces amas peut former des systèmes binaires ou multiples. Ces amas se dispersent au bout de quelques centaines de millions d’années.

Temps caractéristiques et masses critiques

Le temps d’effondrement gravitationnel libre, appelé temps de Jeans, s’écrit : \( t_J = \sqrt{\frac{3\pi}{32G\rho}} \)
où \(G\) est la constante gravitationnelle et \(\rho\) la densité moyenne du noyau. Pour des densités de \(10^{-19}\ \text{kg/m}^3\), on obtient des temps de l’ordre de quelques centaines de milliers d’années.

La masse de Jeans définit le seuil de masse au-dessus duquel un nuage s’effondre sous sa propre gravité : \( M_J \approx \left( \frac{5kT}{G\mu m_H} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi \rho} \right)^{1/2} \) où \(T\) est la température, \(\mu\) la masse moléculaire moyenne, et \(m_H\) la masse de l’atome d’hydrogène.

Exemple : la nébuleuse qui a formé le Soleil

On estime que le Soleil s’est formé il y a 4,6 milliards d’années à partir d’un noyau de densité typique \( \rho \approx 10^{-18}\ \text{kg/m}^3 \), température \( T \approx 10\ \text{K} \), et composé principalement de \( \text{H}_2 \) avec une masse moléculaire moyenne \( \mu \approx 2.3 \).

➤ Temps de Jeans :
\[ t_J \approx \sqrt{\frac{3\pi}{32 \times 6.674 \times 10^{-11} \times 10^{-18}}} \approx 1.9 \times 10^{13}\ \text{s} \approx 600\,000\ \text{ans} \]

➤ Masse de Jeans :
\[ M_J \approx \left( \frac{5kT}{G\mu m_H} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi\rho} \right)^{1/2} \]

En utilisant \( k = 1.38 \times 10^{-23}\ \text{J/K} \), \( T = 10\ \text{K} \), \( \mu = 2.3 \), \( m_H = 1.67 \times 10^{-27}\ \text{kg} \), on obtient :

\[ M_J \approx \left( \frac{5 \cdot 1.38 \times 10^{-23} \cdot 10}{6.674 \times 10^{-11} \cdot 2.3 \cdot 1.67 \times 10^{-27}} \right)^{3/2} \cdot \left( \frac{3}{4\pi \cdot 10^{-18}} \right)^{1/2} \approx 1.3\ M_\odot \]

Cela signifie que la masse minimale du noyau de la nébuleuse solaire devait dépasser \( 1.3\ M_\odot \) pour que l'effondrement gravitationnel aboutisse à la formation du Soleil. Ce seuil a probablement été franchi dans une région comprimée par une onde de choc issue d’une supernova voisine.

Ainsi, le Soleil s’est formé en environ 600 000 ans à partir d’un noyau instable de gaz froid, dont la masse dépassait la masse critique définie par le critère de Jeans.

Synthèse : de la poussière à la lumière

Le processus de formation stellaire est une merveille d’équilibre entre effondrement gravitationnel, dissipation d’énergie, accrétion et déclenchement de réactions nucléaires. Chaque étoile est l’aboutissement d’un combat entre l’attraction gravitationnelle et les forces de pression thermique et radiative, un combat qui débute dans les profondeurs froides et obscures des nuages moléculaires géants.