Comment naissent les étoiles ? Du gaz froid au réacteur à fusion lumineux

Tout commence dans un nuage hétérogène

Les nuages moléculaires interstellaires se composent principalement de gaz et d’une faible proportion de poussière. Ils ne sont ni parfaitement calmes ni uniformément denses. Les écoulements et la turbulence créent des condensations, tandis que la pression thermique et les champs magnétiques peuvent s’opposer à la contraction. Là où la gravité devient suffisamment forte, la matière commence à s’effondrer. Un cœur de nuage se contracte et s’échauffe sous l’effet de la libération d’énergie gravitationnelle. Ce processus peut d’abord rester caché, car l’enveloppe environnante atténue fortement la lumière visible. Les observations dans l’infrarouge et aux longueurs d’onde millimétriques sont donc particulièrement importantes. Une jeune source lumineuse n’est pas nécessairement déjà une étoile pleinement formée : dès le stade de protoétoile, elle peut rayonner une énergie considérable grâce à la chute de matière. Les observations distinguent ainsi plusieurs phases d’évolution, plutôt que de considérer la formation stellaire comme un unique allumage soudain.

Le moment cinétique donne naissance à un disque lors de l’effondrement

Même un nuage en rotation lente possède un moment cinétique. Lors de la contraction, celui-ci joue un rôle croissant, de la même manière qu’une patineuse tourne plus vite lorsqu’elle ramène les bras le long du corps. La matière ne tombe donc pas simplement tout entière en ligne droite vers le centre. Un disque peut se former autour de la protoétoile, à travers lequel du gaz supplémentaire est acheminé vers l’intérieur. Parallèlement, des écoulements de matière vers l’extérieur et des jets étroits sont observés dans de nombreux systèmes jeunes. Les champs magnétiques et la dynamique du disque jouent un rôle important dans ces interactions. L’efficacité du transport de la masse et du moment cinétique au cours des différentes phases d’évolution fait encore l’objet de recherches. Le disque est également le lieu où des planètes peuvent se former par la suite. La formation des étoiles et celle des planètes sont donc étroitement liées, même si elles ne suivent pas le même déroulement ni la même évolution temporelle dans tous les systèmes.

La masse détermine la suite de l’évolution

Si la pression et la température au centre augmentent suffisamment, la fusion de l’hydrogène peut prendre le relais pour assurer durablement l’apport d’énergie. L’étoile en formation atteint une phase durant laquelle un équilibre approximativement stable s’établit entre la production d’énergie, son émission et la structure interne de l’étoile. La durée de cette phase dépend fortement de sa masse. Les étoiles massives disposent de davantage de combustible, mais le consomment tellement plus vite que leur durée de vie est nettement plus courte que celle des étoiles de faible masse. Toutes les condensations qui s’effondrent n’atteignent pas les conditions nécessaires à une fusion durable de l’hydrogène ; en dessous d’une certaine masse, des naines brunes se forment. De même, toute la matière initiale ne se transforme pas en étoiles. Le rayonnement, les vents et les explosions ultérieures modifient le nuage environnant. La formation stellaire est donc à la fois un processus local d’effondrement et une composante d’un cycle plus vaste qui influence les générations suivantes.

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