Naissance des étoiles

Le scénario actuel de formation des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire — jusqu'à quelques masses solaires, soit la grande majorité des étoiles, implique la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse ainsi que sa fragmentation, qui crée des « cœurs protostellaires ». Au centre de ceux-ci se forme une étoile qui grossit par accrétion de la matière environnante ; un disque d'accrétion et une enveloppe circumstellaire accompagnent cette étoile. L'accrétion est accompagnée d'éjection d'une partie significative de la matière chutant sur l'étoile sous la forme de jets d'éjection polaires. Dans le disque d'accrétion se forment des corps par agrégation de poussière appelés planétésimaux. Une fois atteinte une masse critique, ces planétésimaux se mettent à leur tour à accréter la matière environnante pour former des planètes. L'accrétion sur l'étoile et les planètes ainsi que l'éjection finissent par épuiser la matière présente autour de l'étoile : celle-ci est alors « nue » et entourée d'un système planétaire.

La formation des étoiles est généralement schématisée par trois modes principaux :

1. une formation sporadique en systèmes de petite taille, de une à quelques étoiles ;
2. une formation en groupes d'étoiles d'une dizaine à une centaine de membres, comme dans la région du Taureau et du Cocher (par exemple, L1527 IRS, image à droite) ;
3. une formation en amas, dans des nuages moléculaires géants, où un grand nombre d'étoiles naissent dans un système dense et gravitationnellement lié, comme dans Orion B.

La différence entre les deux premiers modes et le troisième tient à la densité d'étoiles qui est susceptible d'influer sur le processus de formation stellaire et des premières phases de leur évolution : dans un amas dense, la probabilité est élevée de former des étoiles massives, qui influencent leur environnement par un champ ultraviolet intense et par l'onde de choc au stade de supernova, qui peut survenir avant même que les étoiles de faible masse du même amas aient fini leur formation. De plus, les interactions dynamiques menant à la destruction des disques protoplanétaires, la création et la destruction de systèmes multiples ou la diffusion des planètes sur des orbites excentriques sont beaucoup plus importantes lors de la formation en amas.

La séparation entre ces trois modes est arbitraire et la réalité offre plutôt un continuum allant de la formation de systèmes de quelques étoiles à la formation de centaines de milliers d'étoiles dans les amas globulaires.

Évolution d'une étoile jeune dans le diagramme de Hertzsprung-Russell à partir du moment où elle devient visible (classe II) jusqu'à la séquence principale. L'image illustre les cas d'étoiles de très faible masse (0,1 masse solaire), de masse solaire et de forte masse (10 masses solaires).

Les étoiles jeunes occupent dans le diagramme de Hertzsprung-Russell une zone au-dessus de la séquence principale. Les étoiles de faible masse — typiquement moins de 0,5 masse solaire — finissent ainsi leur formation de manière isotherme tandis que les étoiles de forte masse le font à luminosité constante. Les étoiles de type solaire connaissent, elles, deux phases :
* une phase de contraction isotherme ;
* une phase de contraction à luminosité constante.

Les étoiles jeunes occupent la même zone du diagramme de Hertzsprung-Russell que les étoiles évoluées. En l'absence d'observations complémentant la photométrie visible et proche-infrarouge, il est parfois impossible de les distinguer de ces dernières.

La formation de la grande majorité des étoiles, celles de masse solaire ou de plus faible masse, est divisée en quatre phases définies par les propriétés du spectre de ces objets.

Scénario de formation des étoiles de faible masse : les quatre classes observationnelles résumées par Philippe André (1994). À gauche : évolution du spectre au cours de la formation stellaire. Au centre : schéma de la géométrie du système. À droite : Commentaires et ordre de grandeur de l'âge du système.

Au début de leur formation, les protoétoiles sont enfouies dans un environnement de gaz et de poussière (dit enveloppe) qui empêche la lumière visible de nous parvenir ; ces objets ne peuvent être observés que dans le domaine des ondes radio — et des rayons X — qui parviennent à traverser cette enveloppe (classe 0). On nomme cet état globule obscur. À mesure que l'enveloppe s'amincit (classe I) puis disparaît (classe II), les rayonnements infrarouge (provenant notamment du disque d'accrétion) et visible (provenant de l'étoile) finissent par nous parvenir. Lorsque le disque d'accrétion s'amenuise et que s'y forment les planètes, cet excès infrarouge diminue (classe III)[8].

Ces classes observationnelles sont définies de manière statistique, les étoiles jeunes pouvant dévier de ces classes pour différentes raisons. Par exemple :

• dans les systèmes multiples serrés, la matière circumstellaire est perturbée et peut être dissipée plus rapidement ;
• certains systèmes de classe II présentent un disque d'accrétion vu par la tranche, dont la matière opaque occulte le rayonnement en visible et proche infrarouge ;
• certains systèmes de classe II présentent des sursauts d'accrétion importants et rapides — augmentation de la puissance d'accrétion d'un facteur cent en quelques années — qui modifient radicalement l'allure du spectre visible infrarouge.

La formation des étoiles de forte masse a lieu au cœur d'amas très denses, ou parfois isolément. On ne sait pas exactement comment se forme une étoile massive. Les modèles théoriques ne parviennent pas encore à expliquer l'existence d'étoiles de plus de huit masses solaires, l'accrétion de matière étant censée être stoppée au-delà de cette masse du fait de la pression de radiation de la proto-étoile.

Hypothèse du modèle physique :

• collision des disques d'accrétion de protoétoiles de moindre masse ;
• « accrétion à haute concentration de gaz » via un taux d'accrétion plus fort, permis par le puits de potentiel gravitationnel de l'amas.

Hypothèse du modèle statistique :

• hasard dans la distribution en masse des étoiles au moment de leur formation (fonction de masse initiale) ;
• hasard dans la distribution en taille des amas.

Incidences des étoiles massives :

• Influence sur leur environnement par un champ ultraviolet intense → création de régions d'hydrogène ionisé (ou régions HII) qui peuvent à leur tour abriter de la formation stellaire ;
• provocation d'une onde de choc au stade de supernova avant même que les étoiles de faible masse aient fini leur formation ;
• interactions dynamiques importantes provoquant une instabilité du système.

Remarque : On n'observe pas de planètes autour des étoiles massives, car le disque proto-planétaire est balayé par les vents puissants de l'étoile centrale avant même que des planètes aient pu se former.

L'observation des étoiles de notre environnement proche indique que la plupart sont des étoiles de faible masse, inférieure à celle du Soleil, tandis que les étoiles massives sont rares. La répartition en masse des étoiles formées s'appelle la fonction de masse initiale[9] et constitue un domaine de recherche actif en astrophysique : l'observation dans différents amas de notre Galaxie ainsi que dans des amas extragalactiques (notamment dans les nuages de Magellan) tend à indiquer que cette distribution est universelle et suit la loi de Salpeter : le nombre d'étoiles formées entre les masses ${\displaystyle M}$ et ${\displaystyle M+\mathrm {d} M}$ est proportionnel à ${\displaystyle 1/M^{2,35}\,\mathrm {d} M}$.

La formation stellaire ne produit pas uniquement des étoiles : certains objets formés sont trop peu massifs (moins de 8 % de la masse du Soleil) pour pouvoir allumer des réactions nucléaires et sont appelés naines brunes en raison de leur faible luminosité, uniquement due à la chaleur produite par la contraction initiale.

Le mode de formation de ces astres reste encore mystérieux. La fonction de masse substellaire suit une loi inverse à celle de la fonction de masse initiale, à savoir que les naines brunes moins massives sont produites en moins grand nombre que les naines brunes plus massives. Cette différence tend ainsi à indiquer que le mode de formation des naines brunes n'est pas identique à celui des étoiles. Mais la faible proportion de naines brunes en orbite serrée autour d'une étoile semble également invalider l'hypothèse d'une formation de type planétaire : en effet, les planètes sont formées à quelques dizaines d'unités astronomiques (au plus) de « leur » étoile.

On conjecture également la formation de planètes « libres », c'est-à-dire d'objets de masse et de caractéristiques similaires à celles des planètes, mais formés de même manière que les étoiles — et non dans un disque protoplanétaire.

• René Descartes, Le monde ou traité de la lumière, Victor Cousin, 1664 (lire en ligne), « De la formation du Soleil et des étoiles de ce nouveau monde », p. 279. 
• Pierre-Simon Laplace, Exposition du système du monde, Gallica, 1796 (lire en ligne). 
• (en) Emmanuel Kant, General History of Nature and Theory of the Heavens, 1755. 
• Georges Louis Leclerc, Histoire naturelle générale et particulière, t. 5, Gallica, 1778 (lire en ligne). 

• Pour la science, hors-série de janvier 2001 :
  • Jérôme Bouvier et Fabien Malbet, L'environnement des étoiles jeunes
  • Steven Stahler, L'enfance des étoiles, in Pour la science
  • Caroline Terquem et Alain Lecavelier des Étangs, Des disques aux planètes
  • Mohammad Heydari-Malayeri, Pouponnières d'étoiles massives

• (en) Claude Bertout (1989), T Tauri stars — Wild as dust, in Annual review of Astronomy and Astrophysics, 27, 351
• (en) Philippe André (1994), Observations of protostars and protostellar stages in The cold Universe (séries Moriond Astrophysics Meetings, Éditions Frontière), p. 179
• (en) The star formation newsletter : résumé des articles publiés dans les revues d'astrophysique internationales, annonce des conférences et soutenances de thèse.

• Phénomènes associés à la formation stellaire :
  • accrétion, disque d'accrétion
  • jet (astrophysique)
• Processus physiques :
  • transfert de rayonnement
  • hydrodynamique et magnétohydrodynamique :
    • turbulence
    • viscosité
    • dynamo
  • gravitation

• (en) « STARFORGE: A Star Formation Simulation », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 21 juin 2021 (consulté le 20 juillet 2022) (traduction française)