Nașterea stelelor

Nașterea stelelor Descrierea imaginii LH_95.jpg. Tipuri de obiecte
Mediu interstelar
Nor molecular
Moloculară globulă Bok
Nebuloasă întunecată
Protostar
tip T
stea variabilă Tauri
Stea secvenței pre-principale Stea Herbig Ae / Be
Herbig-Haro Obiect
Concepte teoretice
Funcția inițială de masă
Instabilitate gravitațională
Mecanismul Kelvin-Helmholtz
Ipoteza nebuloasei
Migrația planetară

Nașterea stelelor sau a formării stelare , chiar stellogenesis sau stellogony , este un domeniu de cercetare în astrofizică , care constă în studiul modurilor de formare de stele și sisteme planetare . Stelele în formare sunt denumite frecvent „  stele tinere  ”.

Conform scenariului acceptat în prezent, confirmat de observație, stelele se formează în grupuri din contracția gravitațională a unei nebuloase , un nor de gaz și praf, care se fragmentează în mai multe nuclee protostelare . Acestea se contractă în centrul lor formând o stea, în timp ce materialul de la periferie se găsește sub forma unui plic și a unui disc de acumulare . Acesta din urmă dispare de obicei în timp , dar între timp se pot forma acolo planete .

Problematic

Formarea stelelor este o zonă de interes, nu numai din cauza fenomenelor complexe și misterioase care au loc acolo, cum ar fi acreția și ejecția materiei sau emisia de raze X , ci și pentru că este legată de „problema origini ": înțelegerea genezei stelelor și a sistemelor lor planetare ne învață despre istoria sistemului solar și despre chimia timpurie care a avut loc în timpul formării Pământului și a Pământului. apariția vieții .

Două metode de studiu sunt folosite pentru a înțelege formarea sistemului solar:

În ciuda numărului mare de stele tinere observabile astăzi și a progreselor în simularea digitală, stelele tinere încă păstrează multe secrete:

Procesele implicate sunt numeroase și complexe, iar anumite fenomene cheie nu au fost încă stăpânite de către fizicieni  :

Alte procese, deși mai bine înțelese, nu sunt încă accesibile în toată complexitatea computerelor actuale, cum ar fi transferul de radiații , care este necesar pentru a deduce structura stelelor studiate din proprietățile luminii observate.

În cele din urmă, cele mai apropiate regiunile stelare de formare sunt situate la o distanță tipică de aproximativ 100  de PC - uri (~326  al ), ceea ce face ca observarea directă a tinerilor stele și mediul lor apropiat extrem de dificil: la această distanță, distanța Pământ-Soare, The astronomice unitate , nu este rezolvată chiar de azi cele mai bune telescoape - reprezintă o separare unghiulară de 10  arc milisecunde (mas) împotriva unei puteri tipice de rezolvare a 100  mas în vizibil și apropiat în infraroșu .

Istorie

Studiul formării stelelor, în forma sa modernă, este recent, dar ideile principale se întorc la chestiunea viziunii aristotelice asupra lumii în timpul Renașterii . Printre altele, Tycho Brahe a ajutat la schimbarea ideii imuabilității bolții cerești prin demonstrația caracterului translunar al supernova din 1572 și al unei comete care a apărut în 1577 , menționând că un obiect din apropiere va trebui să se schimbe. de poziție în raport cu fundalul cerului, în funcție de locul de unde este observat (fenomen de paralaxă ):

„Acum îmi este clar că nu există sfere cerești în ceruri. Acestea din urmă au fost construite de autori pentru a păstra aparențele, existente doar în imaginația lor, cu scopul de a permite spiritului să conceapă mișcarea făcută de corpurile cerești. "

- Tycho Brahe, De mundi aetheri recentioribus phaenomenis

Dar marele progres este mai presus de toate chestionarea geocentrismului cu Copernic , Galileo și Kepler pe baza, în special, a observațiilor lui Tycho Brahe: descrierea mișcării planetelor este simplificată cu o viziune heliocentrică, pe de o parte. și, pe de altă parte, Galileo observă sateliții lui Jupiter . De atunci, formarea sistemului solar a devenit un obiect de studiu nu mai mult teologic, ci științific . Descartes , în Treatise on the World and Light (scris la începutul anilor 1630, publicat postum în 1664 ), preluat de Kant în 1755 în Histoire générale de la nature et theory du ciel , a presupus că Soarele și planetele au aceeași origine și format dintr-o singură nebuloasă care s-ar fi contractat. În interior ar fi condensat Soarele în centru și planetele într-un disc nebular care îl înconjura. Laplace a preluat și a îmbunătățit scenariul în 1796  : nebuloasa solară primitivă vede că rotația sa se accelerează pe măsură ce se contractă, ceea ce produce un disc care se rotește în jurul unui miez dens în centrul său. Acest disc, în timp ce se răcește, este sediul instabilităților și se împarte în inele care formează ulterior planetele; inima devine Soarele. Cu toate acestea, această teorie se confruntă cu o problemă majoră, și anume că conservarea impulsului unghiular prezice o rotație a Soarelui mult prea rapidă.

Ipoteza concurente că scenariul catastrofal , sugerat de Buffon în lucrarea sa de istorie naturală ( XVIII - lea  secol ) dobândește o anumită popularitate la sfârșitul XIX - lea  secol  ; postulează că trecerea unei stele în vecinătatea Soarelui ar fi rupt din ea un filament de materie generatoare de planete. A fost preluată și formalizată de Jeffreys în 1918 . Această ipoteză s-a dovedit ulterior a fi îndoielnică. Russell a arătat în 1935 că o coliziune cu viteza stelară observată, de ordinul a câteva zeci de km / s (de obicei, o sută de mii de kilometri pe oră), nu putea permite să se rupă din Soare materialul care are un moment unghiular suficient. și Spitzer ( 1939 ) că presupusul filament obținut din materie este instabil. Aceste studii au semnalat moartea pentru scenariul catastrofal și au anunțat o revenire la teoria nebulară.

Mijlocul XX - lea  secol a marcat începutul unei viziuni moderne de geneza sistemului solar, în special, și de formare a stelelor , în general, cu confirmarea teoriei nebulară. În anii patruzeci, Joy a descoperit stele care au un comportament „deviant” în norul întunecat al Taurului și Coachman-ului  : de un tip spectral caracteristic de stele reci și de masă foarte mică , prezintă linii de emisie , de variații puternice ale luminozității și o conexiune clară cu nebuloasele de absorbție sau emisie . Deși natura lor nu a fost înțeleasă la început, descoperirea va aduce în cele din urmă cereale la macinare, elemente de observație , pentru înțelegerea formării stelelor. Tinerețea lor extremă a fost rapid sugerată de Ambartsumian la sfârșitul anilor 1940 , dar a trebuit ceva timp până când a fost confirmată și acceptată, în anii 1960 . Un nou salt înainte a fost permis de progresul detectoarelor cu infraroșu din anii 1960: Mendoza ( 1966 ) a descoperit în aceste stele un exces semnificativ în infraroșu greu de explicat prin singurul fapt de dispariție (absorbția radiațiilor de către materialul din față. -Plan, care este manifestat printr-o înroșire a luminii); acest exces a fost interpretat ca prezența unui disc protoplanetar care se acumulează pe stea.

Această ipoteză a fost confirmată în anii 1990 cu obținerea de imagini ale acestor discuri folosind telescopul spațial Hubble ( telescop optic situat pe orbită), VLT în optică adaptativă (telescopul cu lumină vizibilă și cu infraroșu situat în Chile ) și interferometrul milimetru Plateau de Bure (radiotelescop situat în Franța ). Interferometric optic permis deoarece 1998 pentru a confirma aceste rezultate in jurul altor stele tinere și se măsoară diametrul aparent al discurilor zeci proto-planetare. Au fost realizate imagini și alte structuri asociate cu stele tinere, cum ar fi jeturile .

Scenariul de formare a stelelor

De la nebuloase la sistemele planetare

Scenariul actual al formării stelelor cu masă mică și cu masă intermediară - până la câteva mase solare, sau marea majoritate a stelelor, implică contracția gravitațională a unei nebuloase și fragmentarea acesteia, care creează „nuclee protostelare”. În centrul acestor forme se formează o stea care crește prin acumularea materiei înconjurătoare; un disc de acumulare și un plic circumstelar însoțesc această stea. Acreția este însoțită de ejectarea unei părți semnificative a materialului care cade pe stea sub formă de jeturi de ejectare polare. În discul de acumulare, corpurile sunt formate prin agregarea prafului numită planetesimale. Odată ce s-a atins o masă critică, aceste planete-animale încep la rândul lor să acumuleze materia înconjurătoare pentru a forma planete. Acreția pe stea și pe planete, precum și ejectarea ajung să epuizeze materia prezentă în jurul stelei: aceasta din urmă este apoi „goală” și înconjurată de un sistem planetar.

Modurile de formare a stelelor

Formarea stelelor este în general schematizată prin trei moduri principale:

  1. formarea sporadică în sisteme mici, de la una la câteva stele;
  2. o formație în grupuri de stele de zece până la o sută de membri, ca în regiunea Taur și Coachman  ;
  3. un curs de formare clustere în nori moleculari gigant, în cazul în care mai multe stele se nasc în sistemul dens și gravitational legat, la fel ca în Orion B .

Diferența dintre primele două moduri și a treia se datorează densității stelelor care este probabil să influențeze procesul de formare a stelelor și primele faze ale evoluției lor: într-un cluster dens, probabilitatea este mare de a forma stele masive, care influențează mediul lor printr-un câmp ultraviolet intens și unda de șoc supernova , care poate apărea chiar înainte ca stelele cu masă scăzută din același cluster să se termine. În plus, interacțiunile dinamice care duc la distrugerea discurilor protoplanetare , crearea și distrugerea mai multor sisteme sau difuzarea planetelor în orbite excentrice sunt mult mai mari în timpul formării clusterelor.

Separarea dintre aceste trei moduri este arbitrară, iar realitatea oferă mai degrabă un continuum care merge de la formarea sistemelor de câteva stele la formarea a sute de mii de stele în grupuri globulare .

Evoluția în diagrama Hertzsprung-Russell

Stelele tinere din diagrama Hertzsprung-Russell ocupă o zonă deasupra secvenței principale . Stelele cu masă mică - de obicei mai puțin de 0,5 mase solare - își finalizează astfel formarea în mod izoterm, în timp ce stelele cu masă mare o fac la luminozitate constantă. Stelele de tip solar cunosc două faze:

Stelele tinere ocupă aceeași zonă a diagramei Hertzsprung-Russell ca stelele evoluate . În absența observațiilor care completează fotometria vizibilă și în infraroșu apropiat, este uneori imposibil să le deosebim de aceasta din urmă.

Formarea stelelor cu masă mică

Formarea marii majorități a stelelor, a celor cu masă solară sau cu masă inferioară, este împărțită în patru faze definite de proprietățile spectrului acestor obiecte.

La începutul formării lor, protostelele sunt îngropate într-un mediu de gaz și praf (numit plic) care împiedică lumina vizibilă să ajungă la noi; aceste obiecte pot fi observate numai în domeniul undelor radio - și al razelor X - care reușesc să treacă prin acest anvelopă ( clasa 0 ). Această stare se numește globul întunecat . Pe măsură ce anvelopa se subțiază ( clasa I ) și apoi dispare ( clasa II ), radiațiile infraroșii (în principal din discul de acumulare ) și vizibile (din stea) ajung la noi. Când discul de acumulare se micșorează și se formează planete acolo, acest exces în infraroșu scade ( clasa III ).

Aceste clase observaționale sunt definite statistic, stelele tinere fiind capabile să se abată de la aceste clase din diferite motive. De exemplu :

Formarea stelelor cu masă mare

Formarea stelelor cu masă mare are loc în inima unor clustere foarte dense sau, uneori, izolat. Nu este clar cum se formează o stea masivă. Modelele teoretice nu reușesc încă să explice existența stelelor cu mai mult de opt mase solare, acreția materiei fiind presupusă a fi oprită dincolo de această masă datorită presiunii de radiație a protostelului.

Asumarea modelului fizic:

Asumarea modelului statistic:

Incidențe ale stelelor masive:

Notă: Planetele nu sunt observate în jurul stelelor masive, deoarece discul proto-planetar este măturat de vânturile puternice din steaua centrală chiar înainte ca planetele să se poată forma.

Stea care privește în formare

Scenariul actual al formării de stele cu masă mică și masă intermediară (marea majoritate):

Produse de formare a stelelor

Funcția inițială de masă

Observarea stelelor din mediul nostru apropiat indică faptul că majoritatea sunt stele cu masă mică, mai mici decât cea a Soarelui, în timp ce stelele masive sunt rare. Distribuția de masă a stelelor formate se numește funcția de masă inițială și constituie un câmp activ de cercetare în astrofizică: observarea în diferite grupuri ale galaxiei noastre, precum și în grupuri extragalactice (în special în nori magellanici ) tinde să indice că această distribuție este universală și urmează legea lui Salpeter: numărul de stele formate între mase și este proporțional cu .

Pitici maronii

Formarea stelelor nu produce numai stele: unele obiecte formate sunt prea puțin masive (mai puțin de 8% din masa Soarelui) pentru a putea aprinde reacțiile nucleare și sunt numite pitici maronii datorită luminozității lor scăzute, numai datorită căldurii produs de contracția inițială.

Modul de formare a acestor stele rămâne încă un mister. Funcția de masă substelară urmează o lege inversă cu cea a funcției de masă inițiale, și anume că piticii maronii mai puțin masivi sunt produși în număr mai mic decât piticii maronii mai masivi. Această diferență tinde astfel să indice că modul de formare a piticilor bruni nu este identic cu cel al stelelor. Dar proporția mică de pitici bruni pe orbită strânsă în jurul unei stele pare, de asemenea, să invalideze ipoteza unei formațiuni de tip planetar: de fapt, planetele sunt formate câteva zeci de unități astronomice (cel mult) din „steaua” lor.

Obiecte libere de masă planetară

Conjecturăm, de asemenea, formarea de planete „libere”, adică obiecte de masă și caracteristici similare planetelor , dar formate în același mod ca stelele - și nu într-un disc protoplanetar.

Note și referințe

  1. (în) „  Acum este destul de clar pentru mine că nu există sfere solide în ceruri, iar cele care au fost concepute de autori pentru a salva aparențele există doar în imaginația lor, în scopul Permiterii minții pentru a concepe mișcarea pe care corpurile cerești o urmăresc în cursurile lor.  "
  1. (în) Evgeny Griv, „  Formarea unei stele și a unei planete în jurul ei printr-o instabilitate gravitațională într-un disc de gaz și praf  ” , Știința planetară și spațială , Elsevier, vol.  55,2007, p.  547-568 ( rezumat )
  2. (în) Mark R. Krumholz, "  Problemele mari într-o formație de stele: rata de formare a stelelor, gruparea stelară și funcția de masă inițială  " , Physics Reports , Elsevier, vol.  539,2014, p.  49-134 ( rezumat )
  3. (în) „  Citate astronomice  ” pe http://www.spacequotations.com
  4. Descartes 1664 , p.  279.
  5. Kant 1755 .
  6. Laplace 1796 .
  7. Leclerc 1778 .
  8. (în) Sun Jin, Tang Ge-shi și Zhang Yan-ping, "  Diagrama cu emisii în infraroșu și HR a sursei luminoase cu infraroșu îndepărtat la atelierul de formare a stelelor  " , Chin. Astron. Astrophys , Elsevier, voi.  22, n o  21998, p.  179-191 ( rezumat )
  9. (în) TN Rengarajan și YD Mayya, "  Istoria densității ratei de formare a stelelor și luminozitatea galaxiilor  " , Adances in space research , Elsevier, vol.  34, n o  3,2004, p.  675-678 ( rezumat )

Bibliografie

Document utilizat pentru scrierea articolului : document utilizat ca sursă pentru acest articol.

Cărți

Reviste

Jurnale

Vezi și tu

Articole similare