L’étude de la formation stellaire nous renseigne sur l’origine de notre système solaire.
Environ 99% de la matière interstellaire est sous forme gazeuse. L’hydrogène et l’hélium en sont les éléments principaux. Le reste est sous forme solide, les poussières interstellaires, et est formé de silicates et d’autres substance comme l’eau et le méthane. Cette matière n’est pas distribuée de manière uniforme, mais forme des « nuages moléculaires » gigantesques, qui sont le théâtre de formations d’étoiles.
Les étapes de la naissance d’une étoile.
La première étape de la naissance d’une étoile est la formation d’un cœur dense dans un nuage moléculaire. (A). Sous l’effet des forces gravitationnelles (flèches blanches) le cœur s’effondre tout en accumulant plus en plus de matière du nuage moléculaire. Ainsi, une proto-étoile entourée d’un disque équatorial se forme (B). Des vents stellaires apparaissent aux pôles. Ces vents sont formés essentiellement de protons et d’électrons. (C). Finalement, les vents stellaires repoussent le nuage et stoppent l’accumulation de matière. Une nouvelle étoile, entourée d’un disque est formée (D). Ce disque donnera naissance au planètes et astéroïdes.
Quand une jeune étoile (de la dimension du soleil ou plus petite) a presque atteint sa masse finale on l’appelle T Tauri, du nom de la première étoile de ce type qui a été découverte. Ces jeunes étoiles émettent des jets de particules depuis les pôles (C).
Dans l’image ci-contre, l’étoile rouge brillant au centre de l’image est l’étoile T Tauri HBC 502 de classe spectral K3. Elle a une température de surface d’environ 4’830 °K, est 10.71 fois plus lumineuse que le soleil et a deux fois sa masse. Elle est âgée de 530’000 ans et a un disque protoplanétaire.
Il arrive que les vents stellaires des jeunes étoiles fassent briller les gaz environnants. On les appelles objets de Herbig-Haro. Il y a plusieurs objets de ce type au nord et au sud de HBC 502. On en voit aussi quelques-uns dans l’images ci-contre:
Nébuleuses en réflexion dans la Couronne Boréale. On y voit les objets de Herbig-Haro qui émettent principalement de la lumière rouge, ainsi que de jeunes et très chaudes étoiles bleue qui ont atteint le stade principal de leur vie.
La protoétoile IRAS 11101-5829 (âgée d’environ 1 million d’années) se trouve à environ 8’800 AL de la Terre. Elle est environ 12-15 fois plus massive et 10’000 fois plus lumineuse que notre Soleil. IRAS 11101-5829 génère un jet bipolaire à grande échelle. Les points les plus proches de ce jet sont les objets Herbig-Haro HH 135 (au sud) et HH 136 (au nord).
Au début, les proto-étoiles sont assez froides, grandes et ont une faible densité. Mais, sous l’effet de la gravitation, elles se contractent graduellement, ce qui a pour effet d’augmenter leur température. Quand leur température atteint environ 12 millions de degrés, la fusion de l’hydrogène (protons) commence; elles ont alors atteint la séquence principale (plus d’information sur les étoiles).
Il semble que la formation d’une étoile engendre la formation d’autres étoiles, ce qui engendre la formation d’encore plus d’étoiles dans une “réaction en chaine”. C’est pourquoi on peut observer un grand nombre d’amas ouverts d’étoiles dans la Voie Lactée et les galaxies proches de nous.
Messier 44, un exemple d’amas ouvert d’étoiles.