Etoiles T Tauri, objets Herbig-Haro, régions HII La formation des étoiles donne lieu à quelques phénomènes très spectaculaires. Fréquemment, l'étoile sur le point d'atteindre la séquence principale perd d'énormes quantités de gaz sous forme de vents stellaires et peut ainsi éjecter une bonne partie de sa masse. L'astre est alors appelé une étoile T Tauri. Cette étape se caractérise par une très forte émission dans le domaine infrarouge car le rayonnement visible de l'étoile est absorbé puis réémis par la poussière relativement froide qui l'entoure. Souvent la formation d'étoiles est également accompagnée d'une éjection de gaz sous forme de deux jets diamétralement opposés. Une explication possible pour ce phénomène est la présence autour de l'étoile d'un disque formé des résidus de la formation. Le gaz éjecté par l'étoile dans le plan du disque est donc bloqué et ce n'est que dans les directions perpendiculaires à ce plan que l'éjection est efficace, d'où la présence de deux jets opposés. Sur la trajectoire des deux jets, on trouve parfois des petites concentrations de gaz et de poussières. Ces régions reçoivent alors une grande quantité d'énergie et se mettent à briller. On les appelle des objets Herbig-Haro et elles peuvent donner lieu à de magnifiques alignements de petites nébuleuses brillantes le long des jets. Un cas intéressant est celui des étoiles les plus massives, qui subissent un effondrement gravitationnel extrêmement rapide et atteignent donc leur phase stable très vite. Naissent alors des étoiles de type O ou B, très chaudes et très lumineuses. Dans ce cas, une grande partie du rayonnement stellaire est très énergétique et se situe dans l'ultraviolet. Cette lumière chauffe le milieu interstellaire autour de l'étoile. Celui-ci se retrouve essentiellement constitué d'hydrogène ionisé, c'est-à-dire de protons et d'électrons libres. Il arrive néanmoins qu'un électron et un proton libres se rencontrent et réussissent à s'associer pour former un atome d'hydrogène. Ce phénomène s'accompagne de l'émission de photons rouges et la région qui entoure l'étoile se met ainsi à briller. Le résultat est une magnifique nébuleuse appelée une région HII. Comme exemple, on peut citer la fameuse nébuleuse d'Orion, visible à l'oeil nu dans la constellation du même nom. Les étoiles massives et lumineuses qui se trouvent à l'intérieur d'une région HII constituent ce que l'on appelle une association OB. Généralement ces étoiles sont faiblement liées par la gravitation et se dispersent très vite. Une association d'étoiles à donc une durée de vie très courte, par opposition à un amas qui est constitué d'étoiles liées par la gravitation et subsiste donc beaucoup plus longtemps. Notons encore que les étoiles massives sont à l'origine de forts vents stellaires et d'ondes de chocs qui favorisent la formation stellaire dans les régions voisines. La formation des étoiles Il peut paraître étonnant que des ensembles aussi énormes que les nuages moléculaires géants puissent exister car la force de gravité devrait les faire s'effondrer sur eux-mêmes. En fait, plusieurs processus interviennent pour assurer une relative stabilité. D'abord, les étoiles proches réchauffent le gaz des nuages, ce qui se traduit par une agitation des molécules, donc par une force de pression interne qui peut résister à l'effondrement. Ensuite, le nuage n'est pas immobile mais tourne sur lui-même. Les molécules de gaz sont de ce fait soumises à une force centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre du nuage. Enfin, le champ magnétique interstellaire est également à l'origine d'une force contribuant à la stabilité. Cette situation ne dure cependant pas éternellement car certains facteurs peuvent rompre l'équilibre et déclencher un effondrement gravitationnel. Une première possibilité est le passage du nuage dans une zone de haute densité de matière. Notre Galaxie n'a pas une répartition de matière uniforme mais contient des zones plus denses que la moyenne. Lorsqu'un nuage moléculaire géant traverse une de ces zones, il subit une force de compression qui peut rompre l'équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel. Une autre cause possible est l'explosion d'une supernova. Cet événement donne lieu à une formidable onde de choc qui compresse violemment les régions qu'elle traverse et peut donc provoquer l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. C'est d'ailleurs ce scénario qui est retenu pour expliquer la formation du Soleil. Barnard 68, un globule de Bok composé de gaz et de poussière situé à 410 années-lumière. Sa température est de 16 Kelvins, sa masse deux fois celle du Soleil, sa taille 12500 unités astronomiques. Les forces de gravité et de pression sont encore en équilibre, mais les observations montrent que le nuage risque à tout moment de s'effondrer sur lui-même pour donner naissance à une nouvelle étoile. Fragmentation Une fois la stabilité rompue, un nuage moléculaire géant ne va pas simplement se contracter. Il commence d'abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Ce processus fut étudié par le physicien britannique James Jeans qui montra au début du siècle qu'un nuage de gaz soumis aux exigences opposées de la force de gravitation et de la pression interne finit par se contracter si sa masse est supérieure à un certain seuil, appelé la masse de Jeans. Ce seuil est d'autant plus faible que le nuage est dense et d'autant plus grand que la température est élevée. Ainsi, un nuage dense se contractera plus facilement qu'un nuage ténu, et, pour une densité donnée, un nuage froid s'effondrera plus aisément qu'un nuage chaud. La masse de Jeans dicte la taille des nuages susceptibles de s'effondrer et ce sont les variations de cette masse critique avec la température et la densité qui déterminent le déroulement des événements après la rupture de l'équilibre. A l'intérieur du nuage moléculaire géant dont l'équilibre vient d'être rompu, des blocs de la masse de Jeans deviennent indépendants de l'ensemble et commencent à se contracter. Au fur et à mesure de la compression, la densité s'accroît dans chacun de ces blocs, ce qui y fait baisser le seuil critique de Jeans. En conséquence, une nouvelle série de fragmentations commence et chacun des blocs se subdivise lui-même en nuages plus petits et plus denses. La masse de Jeans continue donc à baisser et ainsi de suite. Une succession de divisions se déroule qui donne naissance, à partir d'un nuage géant, à une grande quantité de fragments de plus en plus petits. Le processus de fragmentation finit par s'arrêter. Jusqu'à présent, les nuages étaient transparents et le rayonnement pouvait donc s'échapper librement. C'est lui qui débarrassait le nuage de son surplus d'énergie. Mais à un certain moment, les blocs de gaz atteignent une densité suffisante pour devenir opaques et empêchent alors le rayonnement d'accomplir sa tâche d'élimination de l'excès d'énergie. Par conséquent, la température du nuage, qui était stable jusque là, commence à monter, ce qui se traduit par une augmentation de la masse de Jeans. Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas, sont alors trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s'arrête. Naissance d'une étoile Lorsque la fragmentation s'arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une protoétoile qui continue à se contracter et à s'échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Le rayonnement peut encore partiellement s'échapper. La température reste donc modérée et la lumière de l'étoile se situe dans l'infrarouge. Mais la contraction continue et le gaz devient finalement opaque. La température de la protoétoile atteint alors plusieurs milliers de kelvins et l'astre se met à briller dans le domaine visible. Comme ses dimensions sont encore énormes, la protoétoile est alors extrêmement brillante. A ce stage de sa vie, le protosoleil était par exemple 100 fois plus brillant que de nos jours. Au centre de l'astre, la densité et la température augmentent de plus en plus. Arrive finalement le moment où la température centrale atteint 10 millions de degrés et où les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène se déclenchent. A ce moment, une énorme quantité d'énergie est produite qui donne naissance à une forte pression interne s'opposant à la force de gravité et stabilisant l'astre. La contraction s'arrête et c'est le début de la vie de l'étoile sur la séquence principale. La durée de la formation d'une étoile est beaucoup plus courte que sa longévité sur la séquence principale. Elle dépend fortement de la masse de l'étoile considérée. Elle est ainsi de plusieurs dizaines de millions d'années pour une étoile comme le Soleil, mais de moins de 100 000 ans pour un astre de 10 masses solaires. Notons encore, pour être complet, que toutes les étoiles ne naissent pas dans des nuages moléculaires géants. Certaines, parmi les moins massives, se forment à partir de nuages moléculaires plus petits, dont les dimensions peuvent descendre jusqu'à moins d'un parsec, appelés les globules de Bok. Le gaz interstellaire Si les poussières ont un effet plus visible que le gaz, c'est ce dernier qui constitue 99 pour cent de la masse du milieu interstellaire. Suivant la température et la densité, le gaz, essentiellement de l'hydrogène, se trouve sous forme d'atomes, d'ions ou de molécules. Hydrogène atomique Les régions de température et de densité moyennes sont formées d'hydrogène atomique. Sous cette forme, le gaz n'émet pas de rayonnement visible, ce qui complique son étude. Il a donc fallut attendre l'avènement de la radioastronomie pour pouvoir observer ces régions et déterminer leurs propriétés. En effet, l'atome d'hydrogène présente une émission dans le domaine radio à une longueur d'onde de 21 centimètres. Ce rayonnement, lié à une interaction d'origine quantique entre le proton et l'électron qui forment un atome d'hydrogène, a été détecté pour la première fois en 1951. Il a depuis lors permis d'étudier de nombreuses propriétés des régions d'hydrogène atomique comme leur distribution, leur température, leur densité, ainsi que leur mouvement. Deux types différents de régions remplies d'hydrogène atomique ont été mis en évidence. D'abord des nuages froids à environ 100 kelvins, appelés régions HI. Ces nuages ont chacun une cinquantaine de masses solaires et une densité de l'ordre de plusieurs atomes par centimètre cube. En guise de comparaison, la densité de l'air que nous respirons est d'un milliard de milliards de molécules par centimètre cube. Le deuxième type est un milieu plus chaud à quelques milliers de kelvins mais moins dense, avec moins d'un atome par centimètre cube. C'est dans ce milieu que baignent les régions HI. La nébuleuse de la tête de cheval, située à 1400 années-lumière. La nébuleuse rougeâtre est une région HII de gaz ionisé appelée IC 434. La zone sombre est un nuage de poussière appelée Barnard 33. Régions ionisées Le milieu interstellaire contient également des régions où l'hydrogène se trouve sous forme d'ions. Électrons et protons ne sont alors plus associés au sein d'un atome, mais sont séparés et libres. Ces régions ont une température moyenne de 10 000 kelvins. Elles ne naissent que dans des environnements très particuliers. C'est par exemple le cas dans le voisinage des étoiles massives émettant de grandes quantités de rayons gamma ou bien dans des régions traversées par une onde de choc. Une autre possibilité concerne la matière éjectée lors d'une explosion de supernova. Comme nous l'avons vu, le gaz de l'étoile est éjecté à très grande vitesse. Lorsque ce gaz rencontre le milieu interstellaire, des forces de friction apparaissent qui chauffent le gaz et l'ionisent. Ce processus conduit à des filaments brillants qui forment une magnifique coquille autour du reste de l'étoile. Des conditions encore plus extrêmes que les précédentes ont été révélées par les missions spatiales d'observation dans les courtes longueurs d'onde. Celles-ci ont mis en évidence un fond de rayons X provenant de toutes les directions du ciel. Ce fond diffus est lié à la présence tout autour de nous d'un gaz très chaud, à plus d'un million de kelvins, appelé le gaz coronal. Son origine est probablement liée aux explosions de supernovae car lors d'un tel événement, une bulle de gaz peu dense mais extrêmement chaude, apparaît et s'étend autour de l'étoile. Il est probable que de nombreuses bulles de ce type existent dans le voisinage du Soleil et que la somme de leur rayonnement est à l'origine du fond diffus dans les rayons X. Les missions spatiales ont en particulier mis en évidence la Bulle Locale, une région de 100 parsecs de diamètre, qui contient le Soleil et dans laquelle la densité de gaz est plus faible qu'en moyenne. Certains astronomes pensent que cette bulle est liée à l'explosion d'une supernova proche dont le pulsar de Geminga, une source très intense de rayons gamma, est le possible résidu. Hydrogène moléculaire La dernière forme sous laquelle la matière interstellaire peut se présenter est le nuage moléculaire, dans lequel les atomes se sont associés pour former des molécules. La température de ces nuages se situe à une dizaine de degrés du zéro absolu et leur densité est de l'ordre du millier de molécules par centimètre cube. Constitués essentiellement d'hydrogène moléculaire (H2), ces nuages sont difficiles à observer. En effet, l'hydrogène sous forme de molécule n'émet pas de rayonnement facilement détectable. Il faut donc avoir recours à un autre constituant de ces nuages, le monoxyde de carbone (CO), qui émet un rayonnement à des longueurs d'onde de l'ordre du millimètre. L'étude des nuages moléculaires a commencé au milieu des années 1970. Elle a révélé que la grande majorité de l'hydrogène moléculaire se trouve dans des nuages gigantesques dont la taille est comprise entre 10 et 100 parsecs. Ces nuages moléculaires géants ont une masse entre 100 000 et un million de masses solaires et l'on en dénombre environ 5000 dans notre galaxie. D'autres observations ont révélé la présence de près d'une centaine de molécules différentes dans ces nuages. On y trouve de nombreuses molécules organiques, en particulier certaines qui sont essentielles à la vie. Les nuages moléculaires contiennent également des poussières. Du fait de leur densité relativement élevée, ces nuages sont opaques et apparaissent donc dans le ciel comme des zones sombre, des trous dans la distribution des étoiles. Un exemple bien connu est la nébuleuse de la Tête de Cheval. Les poussières interstellaires Les énormes étendues qui séparent les étoiles ne sont pas vides comme les astronomes l'ont longtemps pensé. Elles sont en fait remplies de ce que l'on appelle le milieu interstellaire, qui compte pour environ 10 pour cent de la masse totale de matière dans une galaxie, le reste se trouvant dans les étoiles. Ce milieu est essentiellement formé de gaz, mais aussi de poussières et de particules énergétiques, le tout étant immergé dans un champ magnétique. Il est en interaction permanente avec les étoiles qui y naissent, y vivent et y meurent. C'est également en son sein que se produisent les interactions chimiques qui donnent naissance à des molécules très complexes. La présence de matière dans les espaces interstellaires, déjà suggérée par l'existence de zones sombres dans le ciel, fut clairement démontrée par Robert Trumpler dans les années 1930. Cet astronome américain s'intéressait à la distance de certains amas d'étoiles. En faisant l'hypothèse que tous les amas avaient la même luminosité intrinsèque et la même taille, il utilisait deux méthodes pour déterminer leur distance. L'une s'appuyait sur la mesure de leur diamètre angulaire, l'autre sur la détermination de leur luminosité apparente. Robert Trumpler se rendit compte que les deux méthodes donnaient des résultats similaires pour les amas proches, mais très différents pour les plus éloignés. Dans ce dernier cas, la luminosité apparente était nettement plus faible que ce que l'effet de distance pouvait justifier. La lumière qui nous provenait de ces amas éloignés était donc atténuée lors de son trajet, ce qui ne pouvait s'expliquer que par la présence dans des régions apparemment vides d'un milieu qui absorbait la lumière ou la diffusait. Cette nébuleuse par réflexion s'appelle NGC 1999. Elle n'émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l'étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc très sombre. Nous savons maintenant que ce phénomène, appelé l'extinction interstellaire, est dû à la présence de poussières qui diffusent la lumière. Une partie du rayonnement qui nous provient des amas et de tous les astres éloignés en général est déviée de sa trajectoire et perdue pour nos télescopes, ce qui explique que la luminosité apparente des objets les plus lointains est plus faible que prévue. Un deuxième phénomène associé à la présence de matière entre les étoiles est le rougissement interstellaire. Celui-ci est dû au fait que la diffusion et l'extinction dépendent fortement de la longueur d'onde et sont plus marquées dans le bleu que dans le rouge. La forme générale du spectre d'une étoile est donc affectée par la poussière interstellaire. L'intensité dans le bleu diminue beaucoup, alors que l'intensité dans le rouge n'est que peu affectée. Pour un observateur terrestre, les étoiles apparaissent plus rouges qu'elles ne sont réellement. Notons que le même phénomène est en jeu pour le Soleil. L'atmosphère terrestre diffuse plus la lumière solaire dans le bleu que dans le rouge. Lorsque notre étoile est basse sur l'horizon, sa lumière traverse une couche d'air très épaisse, ce qui explique son aspect rougeâtre. La lumière diffusée est quant à elle surtout bleue, ce qui donne à notre ciel sa couleur caractéristique. Dans certaines conditions, la poussière interstellaire est directement observable. C'est le cas lorsqu'un nuage de poussière se trouve suffisamment proche d'une étoile et diffuse la lumière de celle-ci. Le nuage émet alors un rayonnement bleuâtre caractéristique et l'on parle d'une nébuleuse par réflexion. Bien qu'elles soient responsables des effets les plus visibles du milieu interstellaire, les poussières ne représentent qu'environ un pour cent de sa masse. Leur nature précise a été déterminée en étudiant la façon dont elles diffusent la lumière des étoiles. Il a ainsi été mis en évidence qu'il s'agit surtout de petits grains solides dont les dimensions sont inférieures à un millionième de mètre. Ces grains sont composés essentiellement de carbone, d'oxygène, de silicium et de fer, et généralement entourés d'une fine enveloppe de glaces d'eau et d'ammoniac. Les poussières ne se forment pas dans le milieu interstellaire lui-même car celui-ci est bien trop ténu pour que les rencontres de molécules y soient nombreuses. Les poussières se forment en fait dans le voisinage des étoiles en fin de vie, lorsque d'énormes quantités de matière sont éjectées, soit sous forme de vent stellaire, soit lors de l'explosion de supernovae. A bonne distance de l'étoile, la température est suffisamment basse pour que la matière éjectée se retrouve sous forme d'atomes. La densité y est également assez élevée pour que ces atomes puissent s'associer et donner naissance à des molécules complexes, puis à de minuscules grains de poussières. Ceux-ci continuent alors à s'éloigner de l'étoile et finissent par se diluer dans le milieu interstellaire. Une des nébuleuses les plus faciles à reconnaître dans le ciel, la Nébuleuse de la Tête de Cheval dans Orion, fait partie d'un vaste et sombre nuage moléculaire. Connue aussi sous le nom de Barnard 33, sa forme inhabituelle a été découverte en premier sur une plaque photographique à la fin du XIXème siècle. Le rouge provient de l'hydrogène (présent majoritairement derrière la nébuleuse) ionisé par la brillante étoile proche Sigma Orionis. L'obscurité de la Tête de Cheval est provoquée surtout par une épaisse poussière, bien que la partie basse du cou de la Tête de Cheval projète une ombre sur la gauche. Des jets de gaz quittant la nébuleuse sont guidés par un fort champ magnétique. Les points brillants de la base de la Nébuleuse de la Tête de Cheval sont de jeunes étoiles en plein processus de formation. La lumière met environ 1500 ans pour nous parvenir de la Nébuleuse de la Tête de Cheval. L'image ci-dessus a été prise avec le télescope de 0,9 m de diamètre de l'observatoire national de Kitt Peak.