Proto-étoile - Définition
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Introduction
Une proto-étoile (ou protoétoile) est une grande masse qui se forme par la contraction des gaz d'un nuage moléculaire géant en milieu interstellaire principalement constitué d'hydrogène et d'hélium. La phase protostellaire est un stade précoce dans le processus de formation d'une étoile. Pour une étoile de la taille du Soleil, elle dure environ 100 000 ans. La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer. La protoétoile entourée d'un cocon de poussière devient alors un globule obscur (à ne pas confondre avec le globule de Bok). Cela se termine par la formation d'une étoile T Tauri, qui se développe ensuite en étoile de la séquence principale. Ceci est annoncé par le vent de T Tauri, un type de super vent solaire qui marque le passage d'une proto-étoile en étoile. La protoétoile devient une étoile lorsque ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illuminent.
Les observations ont révélé que les nuages moléculaires géants sont à peu près dans un état d'équilibre viriel, l'énergie de liaison gravitationnelle du nuage est équilibrée par la pression thermique des molécules et des particules de poussière constituant le nuage. Bien que la pression thermique est probablement l'effet dominant dans la lutte contre l'effondrement gravitationnel des cœurs protostellaires ; la pression magnétique, des turbulences et la rotation peuvent également jouer un rôle (Larson, 2003). Toute perturbation dans le nuage peut boulverser son état d'équilibre. Les ondes de choc de supernovae, les ondes de densité spirales des galaxies et l'approche étroite ou la collision avec un autre nuage sont des exemples de perturbations. Si la perturbation est suffisamment grande, il peut conduire à une instabilité gravitationnelle et causer l'effondrement d'une région particulière du nuage.
Le physicien britannique Sir James Jeans considérait le phénomène ci-dessus en détail. Il a pu montrer que, dans des conditions appropriées, un nuage, ou une partie commencerait à se contrater comme décrit plus haut. Il a dérivé une formule de calcul de la masse et de la taille que le nuage devrait atteindre en fonction de sa densité et de sa température avant que la contraction gravitationnelle n'ait commencé. Cette masse critique est connue comme la masse de Jeans. Elle est donnée par la formule suivante:
où n est la densité du nombre de particules, m est la masse de la particule "moyenne" du gaz dans le nuage et T est la température du gaz.
Fragmentation
Les étoiles se retrouvent souvent dans des groupes appelés clusters qui se sont formées à la même époque. Cela peut s'expliquer si l'on suppose que quand un nuage se contracte, il ne le fait pas de manière uniforme. En fait, comme l'a souligné en premier Richard Larson, les nuages moléculaires géants dans lesquels se forment les étoiles sont universellement observé pour avoir des vitesses turbulentes imposées à toutes les échelles dans le nuage. Ces vitesses turbulentes compriment le gaz avec des ondes de choc, qui génèrent des filaments et des structures massives dans le nuage moléculaire géant sur une large gamme de tailles et de densités. Ce processus est appelé la fragmentation turbulente. Certaines structures massives dépasseront leur masse de Jeans et deviendront gravitationnellement instables, et peuvent à nouveau former des fragments pour former un système d'étoiles simples ou multiples.
