Le monde des étoiles montre une grande diversité, dont les signes sont déjà apparents lorsque l'on regarde le ciel nocturne à l'œil nu. L'étude des étoiles à l'aide d'instruments astronomiques et de méthodes d'astrophysique a permis de les systématiser d'une certaine manière et, grâce à cela, d'arriver progressivement à comprendre les processus qui régissent l'évolution stellaire.
Dans le cas général, les conditions dans lesquelles s'est déroulée la formation d'une étoile déterminent ses principales caractéristiques. Ces conditions peuvent être très différentes. Cependant, en général, ce processus est de même nature pour toutes les étoiles: elles naissent de la matière diffuse - dispersée - gazeuse et poussiéreuse, qui remplit les galaxies, en la compactant sous l'influence de la gravité.
Composition et densité du milieu galactique
Concernant les conditions terrestres, l'espace interstellaire est le vide le plus profond. Mais à l'échelle galactique, un tel milieu extrêmement raréfié avec une densité caractéristique d'environ 1 atome par centimètre cube est du gaz et de la poussière, et leur rapport dans la composition du milieu interstellaire est de 99 à 1.
Le composant principal du gaz est l'hydrogène (environ 90 % de la composition ou 70 % de la masse), il y a aussi de l'hélium (environ 9 % et en poids - 28 %) et d'autres substances en petites quantités. De plus, les flux de rayons cosmiques et les champs magnétiques sont référés au milieu galactique interstellaire.
Où naissent les étoiles
Le gaz et la poussière dans l'espace des galaxies sont distribués de manière très non uniforme. L'hydrogène interstellaire, selon les conditions dans lesquelles il se trouve, peut avoir des températures et des densités différentes: d'un plasma hautement raréfié avec une température de l'ordre de dizaines de milliers de kelvins (les zones dites HII) à un plasma ultrafroid - juste quelques kelvins - état moléculaire.
Les régions où la concentration de particules de matière est augmentée pour une raison quelconque, sont appelées nuages interstellaires. Les nuages les plus denses, qui peuvent contenir jusqu'à un million de particules par centimètre cube, sont formés par des gaz moléculaires froids. Ils ont beaucoup de poussière qui absorbe la lumière, ils sont donc aussi appelés nébuleuses sombres. C'est dans de tels "réfrigérateurs cosmiques" que les lieux d'origine des étoiles sont confinés. Les régions HII sont également associées à ce phénomène, mais les étoiles ne s'y forment pas directement.
Localisation et types de "berceaux d'étoiles"
Dans les galaxies spirales, y compris notre propre Voie lactée, les nuages moléculaires ne sont pas situés au hasard, mais principalement dans le plan du disque - dans des bras spiraux à une certaine distance du centre galactique. En irrégulierDans les galaxies, la localisation de telles zones est aléatoire. Quant aux galaxies elliptiques, les structures de gaz et de poussière et les jeunes étoiles n'y sont pas observées, et il est généralement admis que ce processus ne s'y produit pratiquement pas.
Les nuages peuvent être à la fois des complexes moléculaires géants - des dizaines et des centaines d'années-lumière - avec une structure complexe et de grandes différences de densité (par exemple, le célèbre nuage d'Orion n'est qu'à 1300 années-lumière de nous), et des formations compactes isolées appelées Globules de Bok.
Conditions de formation des étoiles
La naissance d'une nouvelle étoile nécessite le développement indispensable d'une instabilité gravitationnelle dans le nuage de gaz et de poussière. En raison de divers processus dynamiques d'origine interne et externe (par exemple, différents taux de rotation dans différentes régions d'un nuage de forme irrégulière ou le passage d'une onde de choc lors d'une explosion de supernova dans le voisinage), la densité de distribution de la matière dans le nuage fluctue. Mais toutes les fluctuations de densité émergentes ne conduisent pas à une compression supplémentaire du gaz et à l'apparition d'une étoile. Les champs magnétiques dans le nuage et la turbulence contrecarrent cela.
La zone de concentration accrue d'une substance doit avoir une longueur suffisante pour que la gravité puisse résister à la force élastique (gradient de pression) du milieu gazeux et poussiéreux. Une telle taille critique s'appelle le rayon de Jeans (un physicien et astronome anglais qui a jeté les bases de la théorie de l'instabilité gravitationnelle au début du XXe siècle). La masse contenue dans le Jeansle rayon ne doit pas non plus être inférieur à une certaine valeur, et cette valeur (la masse Jeans) est proportionnelle à la température.
Il est clair que plus le milieu est froid et dense, plus le rayon critique auquel la fluctuation ne s'adoucit pas, mais continue à se compacter, est petit. De plus, la formation d'une étoile se déroule en plusieurs étapes.
Effondrement et fragmentation d'une partie du nuage
Lorsqu'un gaz est comprimé, de l'énergie est libérée. Dans les premières phases du processus, il est essentiel que le noyau de condensation dans le nuage puisse se refroidir efficacement grâce au rayonnement dans la gamme infrarouge, qui est principalement effectué par des molécules et des particules de poussière. Ainsi, à ce stade, la compaction est rapide et devient irréversible: le fragment de nuage s'effondre.
Dans une zone aussi rétrécie et en même temps refroidie, si elle est suffisamment grande, de nouveaux noyaux de condensation de matière peuvent apparaître, car avec une augmentation de la densité, la masse critique de Jeans diminue si la température n'augmente pas. Ce phénomène s'appelle la fragmentation; grâce à lui, la formation des étoiles se produit le plus souvent non pas une par une, mais en groupes - associations.
La durée de l'étape de compression intense, selon les concepts modernes, est petite - environ 100 mille ans.
Réchauffer un fragment de nuage et former une protoétoile
À un moment donné, la densité de la région qui s'effondre devient trop élevée et elle perd de sa transparence, ce qui fait que le gaz commence à chauffer. La valeur de la masse Jeans augmente, une fragmentation supplémentaire devient impossible et la compression sousseuls les fragments déjà formés à ce moment-là sont testés par l'action de leur propre gravité. Contrairement à l'étape précédente, en raison de l'augmentation constante de la température et, par conséquent, de la pression du gaz, cette étape prend beaucoup plus de temps - environ 50 millions d'années.
L'objet formé au cours de ce processus s'appelle une protoétoile. Il se distingue par une interaction active avec le gaz résiduel et la poussière du nuage parent.
Caractéristiques des protoétoiles
Une étoile nouveau-née a tendance à déverser l'énergie de la contraction gravitationnelle vers l'extérieur. Un processus de convection se développe à l'intérieur, et les couches externes émettent un rayonnement intense dans l'infrarouge, puis dans le domaine optique, chauffant le gaz environnant, ce qui contribue à sa raréfaction. S'il y a formation d'une étoile de grande masse, avec une température élevée, elle est capable de "nettoyer" presque complètement l'espace qui l'entoure. Son rayonnement ionisera le gaz résiduel - c'est ainsi que se forment les régions HII.
Au départ, le fragment parent du nuage, bien sûr, d'une manière ou d'une autre, a tourné, et lorsqu'il est comprimé, en raison de la loi de conservation du moment cinétique, la rotation s'accélère. Si une étoile comparable au Soleil naît, le gaz et la poussière environnants continueront à tomber dessus en fonction du moment cinétique, et un disque d'accrétion protoplanétaire se formera dans le plan équatorial. En raison de la vitesse de rotation élevée, le gaz chaud partiellement ionisé de la région interne du disque est éjecté par la protoétoile sous la forme de jets polaires avecvitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Ces jets, entrant en collision avec le gaz interstellaire, forment des ondes de choc visibles dans la partie optique du spectre. À ce jour, plusieurs centaines de phénomènes de ce type - des objets Herbig-Haro - ont déjà été découverts.
Les protoétoiles chaudes proches en masse du Soleil (connues sous le nom d'étoiles T Tauri) présentent des variations de luminosité chaotiques et une luminosité élevée associée à de grands rayons alors qu'elles continuent à se contracter.
Début de la fusion nucléaire. Jeune star
Lorsque la température dans les régions centrales de la protoétoile atteint plusieurs millions de degrés, les réactions thermonucléaires y commencent. Le processus de naissance d'une nouvelle étoile à ce stade peut être considéré comme terminé. Le jeune soleil, comme on dit, "s'assied sur la séquence principale", c'est-à-dire entre dans la phase principale de sa vie, au cours de laquelle la source de son énergie est la fusion nucléaire de l'hélium à partir de l'hydrogène. La libération de cette énergie équilibre la contraction gravitationnelle et stabilise l'étoile.
Les caractéristiques du déroulement de toutes les étapes ultérieures de l'évolution des étoiles sont déterminées par la masse avec laquelle elles sont nées et la composition chimique (métallicité), qui dépend en grande partie de la composition des impuretés des éléments plus lourds que l'hélium dans le nuage initial. Si une étoile est suffisamment massive, elle transformera une partie de l'hélium en éléments plus lourds - carbone, oxygène, silicium et autres - qui, à la fin de sa vie, feront partie du gaz et de la poussière interstellaires et serviront de matériau pour la formation de nouvelles stars.
