COMMENT SE FORME UNE éTOILE?

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Nous devons toute notre existence au Soleil. Mais comment se sont-ils formés?

Les étoiles commencent comme de vastes nuages d'hydrogène moléculaire froid et d'hélium provenant du Big Bang. Ces vastes nuages peuvent avoir des centaines d'années-lumière de diamètre et contenir la matière première pour des milliers, voire des millions de fois la masse de notre Soleil. En plus de l'hydrogène, ces nuages sont ensemencés d'éléments plus lourds des étoiles qui ont vécu et sont morts il y a longtemps. Ils sont maintenus en équilibre entre leur force de gravité intérieure et la pression extérieure des molécules. Finalement, certains coups de pied surmontent cet équilibre et provoquent l'effondrement du cloud.

Ce coup de pied pourrait provenir d'une explosion de supernova à proximité, d'une collision avec un autre nuage de gaz ou de l'onde de pression des bras en spirale d'une galaxie traversant la région. À mesure que ce nuage s'effondre, il se divise en touffes de plus en plus petites, jusqu'à ce qu'il y ait des nœuds avec à peu près la masse d'une étoile. À mesure que ces régions chauffent, elles empêchent d'autres matières de tomber vers l'intérieur.

Au centre de ces mottes, le matériau commence à augmenter en chaleur et en densité. Lorsque la pression extérieure s'équilibre contre la force de gravité qui l'attire, une protoétoile se forme. Ce qui se passe ensuite dépend de la quantité de matière.

Certains objets n'accumulent pas suffisamment de masse pour une inflammation stellaire et deviennent des naines brunes - des objets sous-stellaires qui ne sont pas sans rappeler un très gros Jupiter, qui se refroidit lentement pendant des milliards d'années.

Si une étoile a suffisamment de matière, elle peut générer suffisamment de pression et de température à son cœur pour commencer la fusion du deutérium - un isotope plus lourd de l'hydrogène. Cela ralentit l'effondrement et prépare l'étoile à entrer dans la vraie phase de séquence principale. C'est l'étape dans laquelle se trouve notre propre Soleil et commence lorsque la fusion de l'hydrogène commence.

Si un protostar contient la masse de notre Soleil, ou moins, il subit une réaction en chaîne proton-proton pour convertir l'hydrogène en hélium. Mais si l'étoile a environ 1,3 fois la masse du Soleil, elle subit un cycle carbone-azote-oxygène pour convertir l'hydrogène en hélium. La durée de vie de cette étoile nouvellement formée dépend de sa masse et de la vitesse à laquelle elle consomme de l'hydrogène. Les petites étoiles naines rouges peuvent durer des centaines de milliards d'années, tandis que les grandes supergiantes peuvent consommer leur hydrogène en quelques millions d'années et exploser en supernovae. Mais comment les étoiles explosent-elles et ensemencent-elles leurs éléments autour de l'Univers? C’est un autre épisode.

Nous avons écrit de nombreux articles sur la formation des étoiles dans Space Magazine. Voici un article sur la formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan, et voici un autre sur la formation d'étoiles dans NGC 3576.

Vous voulez plus d'informations sur les étoiles? Voici les communiqués de presse de Hubblesite sur les étoiles et plus d'informations sur Imaginez l'univers de la NASA.

Nous avons enregistré plusieurs épisodes d'Astronomy Cast sur les étoiles. Voici deux qui pourraient vous être utiles: Épisode 12: D'où viennent les petites étoiles et Épisode 13: Où vont les étoiles quand elles meurent?