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8 septembre 2018 6 08 /09 /septembre /2018 18:17
nébuleuse de la Carène : une pouponnière d'étoiles

nébuleuse de la Carène : une pouponnière d'étoiles

 

   De nouvelles étoiles naissent-elles régulièrement dans le cosmos ? Cette question peut paraître quelque peu puérile de nos jours mais il n’en fut pas toujours ainsi.  Il y a encore une soixantaine d’années une grande partie de la communauté scientifique pouvait en douter. Il faut dire que, historiquement, le débat sur l’éventuelle naissance d’étoiles dans l’univers opposait deux écoles. Certains astronomes étaient plutôt partisans de la « théorie du noyau originel » et d’une création stellaire active et continue tandis que les autres pariaient sur un cosmos invariable qui, certes, s’enrichissait de matière mais au sein d’un univers dont l’état était permanent et immuable, un univers dit « stationnaire ».

 

 

 

Deux théories parfaitement contraires

 

   Avec la publication par Albert Einstein de la théorie de la relativité générale, pour la première fois dans l’histoire de l’Humanité, la cosmologie s’affranchissait totalement des apriori religieux pour entrer de plain-pied dans le domaine scientifique. Dès les années 1930, le cosmologiste (et abbé) belge Georges Lemaître avait avancé l’hypothèse que l’origine de l’univers pouvait se trouver dans la désintégration d’un noyau originel très dense et très chaud. Il nomma son hypothèse « théorie de l’atome primitif ». Pour affirmer ses dires, il s’appuyait sur la mise en évidence en 1929 par Edwin Hubble de l’expansion de notre univers. Cette approche encore très rudimentaire fut affinée dans les années qui suivirent pour aboutir à ce que l’on appelle aujourd’hui la théorie du Big bang.

 

   Toutefois, une grande partie des scientifiques qui s’intéressaient à la question restait sceptique et pour proposer une alternative à cette théorie qu’il considérait comme ridicule, le grand astronome britannique Fred Hoyle proposa une explication totalement différente (pour ne pas dire opposée) : l’univers stationnaire. Dans cette approche, respectant à la

naissance continue d'étoiles ou univers immuable ?

lettre la théorie de la relativité générale, Hoyle postule que l’univers obéit au principe cosmologique parfait, à savoir qu’il est homogène et isotrope ( ce qui veut dire que à grande échelle sa structure est toujours la même). En résumé, l’univers de Hoyle est identique à lui-même en tout endroit de l’espace et ce quelle que soit l’époque concernée. Reste le problème de l’expansion de l’univers qui dilue inéluctablement la matière avec le temps : cela suppose, explique l’astronome britannique, une création continue de matière au sein des étoiles de façon à conserver un équilibre parfait pour  un univers éternel et immuable. Évidemment, nul besoin ici de phase initiale chaude et dense… Hoyle en est tellement persuadé que, en 1949, dans une tribune radiophonique restée célèbre, pour se moquer de l’hypothèse concurrente de la sienne, il la baptise sarcastiquement de « Big bang »… une appellation ironique qui aura le succès que l’on sait  !

 

   Concernant les naissances de nouvelles étoiles, seule la théorie du Big bang consent à les envisager mais les instruments de l’époque ne permettent pas de les mettre en évidence.

 

   Ce n’est qu’en 1964 que, totalement par hasard, deux scientifiques, Penzias et Wilson, qui travaillaient sur une antenne expérimentale pour la compagnie téléphonique Bell,

fonds diffus cosmologique
fonds diffus cosmologique

mirent en évidence un bruit de fond continu et dans toutes les directions : ils venaient de découvrir les traces radio du fonds diffus cosmologique, c’est-à-dire le reliquat des tous premiers instants de l’Univers, le moment du début de son expansion. La conclusion est alors sans appel : l’univers n’est pas stationnaire mais a eu un point de départ, sommairement appelé Big bang. (voir le sujet « fonds diffus cosmologique » ici).

 

   Les années s’écoulant et le matériel devenant de plus en plus performant (télescope spatial Hubble et grands télescopes terriens à optique adaptative entre autres), il est aujourd’hui possible de repérer dans le ciel de notre galaxie les zones de création stellaire.

 

Formation d’une étoile

 

   Outre de très nombreuses étoiles, la Voie lactée est l’endroit où l’on peut rencontrer d’immenses bancs de poussière et de gaz. C’est à partir de certains de ces objets appelés en astronomie « nébuleuses » en raison de leurs contours imprécis que peuvent se former de nouvelles étoiles.

 

   Les nébuleuses galactiques sont essentiellement formées de gaz (99%) contre seulement 1% de poussière. Ce gaz est principalement de l’hydrogène moléculaire (c’est-à-dire dans un état où les atomes se sont associés pour former des molécules) occupant d’immenses espaces souvent compris entre 50 et 300 années-lumière. Cet hydrogène est alors à une température proche du zéro absolu pour une densité de 1000 molécules par centimètre cube. Ces nuages résistent à la forte gravité qui devrait les faire s’écrouler, notamment grâce à la force centrifuge (puisqu’ils tournent sur eux-mêmes) et au champ magnétique interstellaire.

 

   Toutefois, cette situation de relatif équilibre peut se rompre sous l’action de certains facteurs comme l’explosion d’une supernova voisine dont l’onde de choc de l’explosion peut déstabiliser le nuage moléculaire ou la traversée par ce nuage d’un endroit plus dense de la Galaxie où il subira une compression entraînant son effondrement gravitationnel.

 

   Quoi qu’il en soit, l’effondrement du nuage conduit à sa fragmentation avec l’apparition de blocs de plus en plus petits

différents stades de formation d'une étoile

tandis que la température s’élève progressivement. Cette fragmentation finit par s’arrêter lorsque les blocs de gaz sont tout petits ; toutefois chaque petit nuage de gaz continue de se contracter et de se réchauffer par conversion de son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Le gaz devient de plus en plus opaque et ce qui, en réalité, est déjà une proto-étoile va voir sa lumière passer de l’infrarouge à la lumière visible.

 

   C’est au centre de l’étoile en formation que la température et la densité augmentent le plus et lorsque les dix millions de degrés sont atteints, les réactions nucléaires de fusion de l’hydrogène s’amorcent. La pression interne de l’étoile s’oppose aux forces gravitationnelles et un équilibre est finalement atteint avec l’arrêt de la contraction : l’étoile en est alors à un stade qu’on pourrait qualifier « d’adulte » et se trouve donc sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung- Russell (sur lequel nous reviendrons).

 

   En périphérie s’est formé un disque d’accrétion qui finit par s’estomper avec le temps mais non sans avoir éventuellement donné des planètes qui formeront avec l’étoile centrale un système stellaire.

 

   Toutes les étoiles ne naissent pas dans de grandes nébuleuses gazeuses puisque certaines voient le jour dans de petits nuages moléculaires de quelques années-lumière seulement mais les étoiles alors formées sont également petites.

 

   Ajoutons également que certaines étoiles géantes ont une vie (relativement) courte - quelques centaines de millions d’années - par opposition aux étoiles les plus nombreuses de notre Galaxie (et certainement de toutes les autres), les naines rouges, qui peuvent exister et briller durant des dizaines de milliards d’années. La formation d’une étoile est également variable (sans commune mesure néanmoins avec la durée de sa vie réelle) : par exemple, on estime que la durée de formation d’une naine jaune comme le Soleil est de l’ordre de quelques dizaines de millions d’années (pour une vie d’environ 10 milliards d’années) alors que, pour une étoile bien plus grosse, disons d’une dizaine de masses solaires, elle ne dépassera pas 100 000 ans.

 

 

Classification des étoiles : le diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR)

 

   Nous avons déjà à plusieurs reprises abordé l’origine et l’utilité de ce diagramme HR (comme par exemple dans ce sujet : la couleur des étoiles ) et nous rappellerons simplement qu’il s’agit d’une sorte de carte de la répartition des différentes étoiles en fonction de leur luminosité et de leur température effective, ce qui permet de les classer en différents groupes mais aussi d’objectiver leur évolution.

 

diagramme de Hirtzsprung-Russell

 

   La grande majorité des étoiles (environ 90%) se situe sur une ligne médiane appelée séquence principale allant de, en haut, à gauche du diagramme (chaud et très lumineux), jusqu’à, en bas, à droite (froid et peu lumineux). Outre le gros bataillon des étoiles de la séquence principale, on peut mettre en évidence trois autres groupes. Deux sont situés au dessus de cette séquence principale, celui des supergéantes, ultra-minoritaire, et celui des géantes qui sont en fait des étoiles en fin de vie (Lorsqu’il aura brûlé tout son hydrogène, notre Soleil passera par le stade de géante rouge et quittera donc la séquence principale sur laquelle il se trouve actuellement pour encore cinq à six milliards d’années). Le groupe situé en dessous de la séquence principale ne concerne pas réellement des étoiles puisque c’est celui des naines blanches qui sont le stade terminal des astres comme le Soleil, des cadavres stellaires, en somme, ne présentant plus de réactions nucléaires et s’éteignant peu à peu.

 

 

Les étoiles primordiales

 

   Signalons enfin des étoiles bien particulières qui n’existent plus de nos jours : les étoiles primordiales. Ce sont les toutes premières étoiles ayant existé dans l’univers. Si les étoiles des générations actuelles transforment bien  l’hydrogène en hélium tout au long de leurs vies, elles sont également riches en atomes lourds (fer, or, soufre, oxygène, etc.). Or, à l’évidence, les premières étoiles ne pouvaient pas posséder ces atomes puisque l’univers n’était composé que d’hydrogène et d’hélium. Ces étoiles du tout début étaient très certainement supermassives (certaines devaient atteindre 100 fois la taille du Soleil). Elles ont fabriqué les atomes lourds absents au début de l’univers et c’est en explosant dans des conditions cataclysmiques qu’elles ont pu ensemencer avec ces corps lourds les générations stellaires suivantes. Sans ce processus, la Vie n’aurait tout simplement pas été possible. On trouvera plus de détails sur cet intéressant groupe d’étoiles ici : « les étoiles primordiales ».

 

La nébuleuse d’Orion, une pouponnière d’étoiles

 

   Par une nuit sans Lune et sans lumière parasite, il est assez facile de distinguer, même avec de simples jumelles (voire à

constellation d'Orion

l’œil nu), la nébuleuse d’Orion M42. Elle est ainsi appelée parce qu’elle se trouve au centre bas de la constellation d’Orion, une superbe constellation de l’hémisphère nord qui abrite deux étoiles fort célèbres : Bételgeuse et Rigel. La dite constellation représente une sorte de quadrilatère resserré en son centre où se trouvent trois étoiles : la ceinture d’Orion. Toutefois, il faut rappeler que ces objets (et les étoiles formant la constellation) n’ont rien en commun : leur « proximité » supposée n’est qu’une illusion d’optique quand on les observe depuis la Terre ; il ne s’agit donc que de repères pratiques sans réalité physique. La nébuleuse elle-même est située à 1350 années-lumière de nous. C’est un grand nuage de gaz s’étendant sur 33 années-lumière de large, connu et répertorié sous les sigles M42 (catalogue de Messier) ou NGC1976 (New General Catalog). Cette zone est une  véritable maternité d’étoiles, avec tellement d’astres présents qu’on la croirait illuminée de l’intérieur comme on peut le voir sur la photo ci-après :

 

 

 

   Sur cette photo, on peut distinguer l’association de la nébuleuse d’Orion M42 en rouge (couleur de l’hydrogène) et d’une nébuleuse bleue, située sur la gauche de M42, nommée  NGC1977, mais également appelée la nébuleuse de l’homme qui court.

 

   Le gros point bleu brillant se trouvant à droite, en bas de la tache rouge formée par M42 est la nébuleuse NGC1980. Cette dernière est en fait associée à un amas ouvert, c’est-à-dire un ensemble d’étoiles très jeunes et nées ensemble, encore liées entre elles par la gravitation : les étoiles de NGC1980 ont toutes moins de cinq millions d’années d’âge.

 

   À gauche de la nébuleuse bleue NGC1977, on aperçoit des étoiles bleues qui appartiennent à une autre nébuleuse NGC1981, également un amas ouvert mais plus ancien regroupant une cinquantaine d’étoiles approximativement âgées de 150 millions d’années.

 

   Concernant la nébuleuse d’Orion et sa voisine NGC1977, grâce à la technologie infrarouge qui explore les zones froides, on arrive à présent à objectiver les étoiles très jeunes cachées dans les épais nuages de gaz et de poussière. Ici, le gaz brillant de la constellation d’Orion baigne les nouvelles étoiles jeunes et chaudes situées à la frontière du nuage moléculaire géant. En plein centre de la nébuleuse se trouvent quatre étoiles bleues qui forment une espèce de trapèze : leur lumière est absorbée par les atomes de gaz qui la réémettent (d’où le terme de nébuleuse par émission) selon leur structure propre et donc dans des couleurs différentes, à savoir rouge pour l’hydrogène et l’azote, vert pour l’oxygène. Ce sont ces réémissions à grande distance qui trahissent la présence des nouvelles étoiles, autrement cachées en lumière visible.

 

   La nébuleuse d’Orion et sa voisine que nous voyons ici ne représentent qu’une toute petite partie d’un ensemble bien plus gros appelé le nuage (ou complexe) d’Orion. Celui-ci s’étend sur plus de 1500 années-lumière et sur une largeur de plusieurs centaines d’années-lumière  mais seule la nébuleuse d’Orion et ses environs immédiats sont accessibles facilement à l’observation sans instruments perfectionnés.

 

 

Les objets de Herbig-Haro

 

   Parfois, avec un peu de chance, les scientifiques peuvent repérer les étoiles naissantes grâce à un événement qui leur est propre : la présence d’un jet cosmique appelé « objet de Herbig-Haro » (objet HH) selon les noms de leurs découvreurs.

 

étoile en formation HH24 et objet de Herbig-Haro

 

   Sur l’image ci-dessus et grâce au télescope spatial Hubble, nous nous trouvons à présent au cœur de la nébuleuse d’Orion et plus précisément dans la pouponnière stellaire d’Orion B. Masquée à la vue, la proto étoile centrale HH24, est environnée de poussière et de gaz froid sous la forme d'un disque d'accrétion en rotation. Lorsque le matériau du disque tombe vers le jeune objet stellaire, il s'échauffe. Des jets opposés se forment le long de l'axe de rotation du système. Perçant au travers du matériau interstellaire de la région, ces jets produisent une cascade d'ondes de chocs le long de leur parcours. L’image risque d’évoquer chez certains la forme d’un sabre-laser à lames antagonistes, cher à l’univers Star Wars de George Lucas, mais il s’agit bel et bien d’un phénomène trahissant la présence d’une toute jeune étoile en formation.

 

   Ces objets de Herbig-Haro sont souvent associés à un groupe particulier d’étoiles jeunes, les étoiles variables de type T Tauri (appelées ainsi d’après l’étoile princeps T Tauri).  Toujours situées auprès des nuages moléculaires, ces étoiles sont caractérisées par des variations brutales et imprévisibles de leur magnitude apparente, c’est-à-dire de leur luminosité : ces étoiles sont parmi les plus jeunes qu’il soit possible d’observer puisqu’elles sont âgées de moins de 10 millions d’années. En réalité, on peut avancer que les T Tauri sont dans un stade évolutif intermédiaire entre une proto-étoile et une étoile de faible masse appartenant à la séquence principale du diagramme HR. Il faudra attendre environ une centaine de millions d’années pour que ces toutes jeunes étoiles arrivent sur cette séquence principale. Preuve de leur jeunesse, elles sont encore très souvent entourées d’un disque d’accrétion et sont par ailleurs riches en lithium, un élément qui sera progressivement détruit au fur et à mesure de l’élévation de leur température centrale.

 

Jeunesse et vieillissement de l’univers

 

   Nous l’avons ici souvent répété : regarder dans le ciel, c’est regarder dans la passé. Regarder la lumière du Soleil, c’est déjà contempler ses rayons avec huit minutes de retard, un laps de temps évidemment négligeable à l’échelle du cosmos. Regarder d’autres galaxies, les observer dans le ciel lointain comme le fait le télescope spatial Hubble, c’est totalement autre chose. Chercher à percer les mystères d’une formation galactique située à plus de 10 milliards d’années-lumière, c’est interpréter une lumière qui a mis 10 milliards d’années à nous parvenir, ce qui veut dire qu’elle fut émise alors que le Soleil n’existait pas encore. Il est même possible que la galaxie dont nous cherchons alors à percer les caractéristiques n’existe plus. Ou en tout cas pas sous cette forme.

 

   Les scientifiques qui observent les galaxies lointaines savent bien qu’elles n’existent plus sous la forme de l’image qui leur parvient mais ils sont intéressés par autre chose : cette image si ancienne est le témoin d’un stade antérieur qui est probablement aussi celui par lequel passa notre propre galaxie, la Voie lactée. Or, qu’a-t-on observé lors que nos instruments nous l’ont permis ? Que jadis, dans ces galaxies lointaines, la création d’étoiles était bien plus importante que de nos jours dans la nôtre.

 

   En effet, dans notre galaxie, le nombre de naissances annuel d’étoiles est estimé à sept (oui, 7) ce qui est finalement assez peu pour une structure qui comprend environ 200 milliards d’étoiles (mais cela représente plus d’un million d’étoiles depuis l’apparition - récente - d’homo sapiens sur Terre). Ce chiffre reste compatible avec ce qu’on sait des galaxies spirales comme la nôtre.

 

   Lorsqu’on observe le ciel profond, on remarque que les galaxies de ce passé lointain créaient annuellement des étoiles par milliers ; il y avait même certaines galaxies appelées galaxies-monstres tant elle étaient productives. Est-ce à dire que, le temps passant, la matière première (gaz, nuage moléculaire) est devenue plus rare ?

 

   Un autre moyen pour notre galaxie de créer de nouvelles

Voie lactée et nuages de Magellan

étoiles serait d’absorber ses galaxies satellites et cela semble en cours car les forces gravitationnelles gigantesques en jeu finiront par la cannibalisation des nuages de Magellan, les deux galaxies satellites proches de la Voie lactée. Répétons une fois de plus que, l’espace étant tellement étendue et vide, cette absorption se fera sans que jamais une étoile n’en percute une autre. En revanche, les forces en présence dans les nuages de gaz provoqueront le regain de naissances que nous évoquions à l’instant…

 

   Et puis, dans environ trois milliards d’années, ce sera le choc fantastique entre notre galaxie et sa voisine M 31 Andromède qui, elle, abrite environ 1000 milliards d’étoiles. Toujours pas de chocs frontaux mais de gigantesques maternités stellaires. C’est prévu pour dans bien longtemps mais cela arrivera. Inéluctablement.

 

 

 

Sources :

1. www.herschel.fr

2. Wikipedia.org

3. www.astronomes.com

4. planete.gaia.free.fr

5. www.futura-sciences.com/sciences

6. www.astronoo.com/fr

7. www.linternaute.com/science

 

 

 

Images

1. nébuleuse de la Carène (source : wallpapercave.com)

2. ciel étoilé (source : suri.morkitu.org)

3. fonds diffus cosmologique (source : dailygeekshow.com)

4. formation stellaire (source : www.nrao.edu)

5. diagramme de Hertzsprung-Russell (source : lemomo2.pagesperso-orange.fr)

6. constellation d’Orion (source : Tony Hallas in www.astronoo.com)

7. nébuleuse d’Orion (source : www.stelvision.com)

8. objet de Herbig-Haro (source : NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI/AURA) /Hubble-Europe)

9. Voie lactée et nuages de Magellan (source : www.cypouz.com)

 

 

 

Mots-clés : univers stationnaire - relativité générale - George Lemaître - Edwin Hubble - Fred Hoyle - principe cosmologique - diagramme de Hertzsprung-Russel - objets de Herbig-Haro - étoiles T Tauri

 

les mots en blanc renvoient à une documentation complémentaire

 

 

Sujets apparentés sur le blog

1. les étoiles primordiales

2. l'expansion de l'univers

3. la Voie lactée

4. les frontières de l'univers

5. théorie de la relativité générale

 

 

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mise à jour : 3 juin 2020

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