Les chercheurs ont confirmé un aspect clé de la formation des étoiles : le rôle des disques d’accrétion et des vents des disques dans la résolution du problème du moment cinétique. À l’aide de réseaux de radiotélescopes avancés, ils ont observé la dynamique des vents de disque dans les systèmes protostellaires, prouvant que ces vents sont cruciaux pour faciliter la formation d’étoiles en atténuant les forces de rotation. Crédit : Issues.fr.com
De nouvelles observations ont confirmé une étape clé dans le processus de formation des étoiles : un « vent cosmique » rotatif composé de molécules, qui est d’une importance vitale pour que les nuages de gaz qui s’effondrent se contractent suffisamment pour former une jeune étoile chaude et dense. Le résultat a été obtenu à partir d’observations radio, combinées à une analyse sophistiquée qui a permis aux astronomes de sonder le flux de matière autour d’une jeune étoile dans le nuage sombre CB26 avec plus de détails que jamais auparavant. Le travail a été publié dans la revue Astronomie et astrophysique.
Les observations entreprises par Ralf Launhardt, chef de groupe à l’Institut Max Planck d’astronomie, et ses collègues ont mis au jour une partie importante du scénario standard pour la formation de nouvelles étoiles : un mécanisme par lequel les nuages de gaz peuvent s’effondrer pour donner naissance à une nouvelle étoile. , sans être déchirés par leur propre rotation dans le processus.
De nouvelles étoiles se forment lorsque le gaz d’un nuage d’hydrogène cosmique s’effondre sous sa propre gravité et que sa température augmente. Au-delà d’un certain seuil de densité et de température, la fusion nucléaire s’installe, les noyaux d’hydrogène fusionnant pour former des noyaux d’hélium. L’énergie libérée par ce processus est ce qui fait briller les étoiles. Mais il y a une complication. Aucun nuage de gaz dans le cosmos n’est parfaitement immobile – tous les nuages tournent au moins un peu. Lorsque le gaz se contracte, cette rotation devient de plus en plus rapide. Les physiciens appellent cela « la conservation du moment angulaire ». En dehors de l’astronomie, c’est connu du patinage artistique : lorsqu’un patineur artistique veut tourner très vite, il commence une rotation lente avec les deux bras et une jambe tendus. Ensuite, ils rapprochent leurs membres de leur axe de rotation, et la vitesse de rotation augmente considérablement.
Vue d’artiste de la géométrie du disque d’accrétion autour de la jeune étoile et du vent du disque rotatif sortant. Les régions du vent du disque qui se déplacent vers nous apparaissent décalées vers le bleu et sont donc colorées en bleu sur l’image ; les régions qui s’éloignent de nous sont décalées vers le rouge (colorées en rouge). Crédit : © T. Müller, R. Launhardt (MPIA)
Un problème et sa solution (potentielle)
Pour la formation des étoiles, cela pose un problème potentiel. La rotation rapide implique des forces centrifuges qui éloignent la matière de l’axe de rotation. Pour une balade à balançoire ou un carrousel à balançoire, cela fait partie du plaisir : lorsque le carrousel tourne, les chaises soutenues par la chaîne des cavaliers sont projetées vers l’extérieur. Pour une protoétoile, en revanche, les forces centrifuges pourraient être fatales : si suffisamment de matière est projetée lorsque le nuage s’effondre et accélère sa rotation, il n’en restera peut-être pas assez pour former une protoétoile en premier lieu !
C’est ce qu’on appelle le « problème du moment angulaire » de la formation des étoiles. Une solution théorique à au moins une grande partie du problème a été trouvée dans les années 1980. À mesure que de la matière supplémentaire tombe sur la protoétoile centrale naissante, elle forme ce qu’on appelle un disque d’accrétion : un disque plat en rotation composé de gaz et de poussière, dont la matière finira par tomber sur la protoétoile au centre. La physique derrière les disques d’accrétion est plutôt complexe : une partie du gaz dans le disque devient un plasmaavec des atomes d’hydrogène se séparant chacun en un électron et un proton.
Lorsque le plasma tourne dans le disque, il crée un champ magnétique. Ce champ influence à son tour le flux de plasma : une petite quantité de plasma dérive le long des lignes de champ magnétique. De temps en temps, les particules de plasma à la dérive entrent en collision avec des molécules (électriquement neutres) ; le résultat est qu’une partie du gaz moléculaire est également emportée. Ces molécules constituent un « vent de disque », qui peut retirer un moment cinétique considérable au disque. La perte de moment cinétique ralentit la rotation, diminue les forces centrifuges et pourrait résoudre le problème du moment cinétique de la protoétoile.
De l’hypothèse à l’observation
Au début, ce scénario n’était qu’une hypothèse plausible. Pour un observateur sur Terre, une structure telle qu’un disque d’accrétion autour de l’étoile en formation la plus proche est en effet très petite. C’est pourquoi il a fallu plus de 20 ans aux astronomes pour trouver des preuves provisoires de la rotation dans ce type de flux massique : en 2009, Ralf Launhardt et ses collègues de l’Institut Max Planck d’astronomie ont pu observer le flux sortant autour d’une jeune étoile dans un petit nuage d’hydrogène portant la désignation CB26. Situé à moins de 460 années-lumière de la Terre, CB26 est l’un des systèmes de disques connus les plus proches d’une protoétoile.
Les observations en question sont réalisées avec des radiotélescopes fonctionnant à des longueurs d’onde millimétriques, en l’occurrence un réseau d’antennes appelé Interféromètre du Plateau de Bure. En effet, ces antennes sont combinées de manière astucieuse pour les faire fonctionner comme une seule antenne parabolique beaucoup plus grande. Les radiotélescopes de ce type peuvent détecter le rayonnement caractéristique de différents types de molécules – en l’occurrence le monoxyde de carbone (CO). Lorsque les molécules se rapprochent ou s’éloignent de l’observateur, ce rayonnement caractéristique est décalé vers des longueurs d’onde légèrement plus longues ou plus courtes (« décalage Doppler »), ce qui permet aux astronomes de suivre le mouvement du gaz le long de la ligne de visée.
Les observations de 2009 ont montré que le flux de gaz sortant de la jeune étoile était effectivement en mouvement, et de la manière idéale que l’on pourrait attendre d’un vent de disque en rotation supprimant le moment cinétique. Mais ils n’ont pas pu fournir des détails suffisamment précis pour permettre de juger de la distance de l’étoile à laquelle le vent a été lancé depuis le disque – une propriété clé (pensez au « levier ») qui détermine le moment cinétique que le flux de gaz peut emporter.
Observer les vents du disque en rotation
Les nouveaux résultats récemment publiés confirment le cas. Pour ce travail, Launhardt et ses collègues ont pu effectuer des observations avec une résolution angulaire beaucoup plus élevée. Ils ont utilisé une configuration de l’observatoire du Plateau de Bure dans laquelle les antennes radio étaient placées beaucoup plus éloignées que lors de leurs premières observations. Ils ont également mis au point un modèle physico-chimique sophistiqué du disque, qui leur a permis de distinguer les contributions du disque et celles du vent du disque.
Tout cela a permis aux astronomes de déterminer les dimensions de l’écoulement en forme de cône : près du disque, l’extrémité inférieure du cône a un rayon d’environ 1,5 fois celui de la Terre.Neptune distance – plus que suffisant pour que le vent du disque emporte beaucoup de moment cinétique ! C’était la première fois que ces dimensions étaient déterminées directement à partir d’images (reconstruites).
Avec ces mesures, l’argument était gagné : les vents du disque peuvent en effet résoudre l’essentiel du problème du moment cinétique des protoétoiles. Launhardt et ses collègues ont également pu comparer leurs mesures avec des reconstructions indirectes des dimensions du vent du disque, dans neuf autres jeunes systèmes étoile-disque publiés depuis l’article de 2009. La comparaison montre une tendance claire pour le rayon moyen de la zone dans laquelle le vent du disque prend naissance sur le disque, qui a augmenté au fil du temps : au début, pendant les premières dizaines de milliers d’années, les vents du disque sont très concentrés, tandis qu’après environ un million d’années, les vents du disque sont beaucoup plus diffus.
Prochaines étapes
Les astronomes planifient déjà leurs prochaines observations de CB26. Entre-temps, l’interféromètre du Plateau de Bure a été modernisé. Le nouvel observatoire, appelé NOEMA, dispose de 12 antennes au lieu des 6 précédentes, et propose des configurations capables de révéler des détails deux fois plus petits que son prédécesseur. Mais même si ces améliorations sont très prometteuses, l’étape clé est celle franchie dans le présent article : une solide confirmation que les vents du disque sont effectivement un facteur majeur permettant la formation des protoétoiles et dans la résolution du problème du moment cinétique.
Les chercheurs du MPIA impliqués sont Ralf Launhardt, Thomas Henning et Dimitry Semenov en collaboration avec Yaroslav Pavlyuchenkov, Vitaly Akimkin (tous deux INASAN Moscou) et sept autres scientifiques d’Allemagne, de France et du Royaume-Uni.
