Formation des étoiles - Introduction

La naissance de la première génération d'étoiles s'est passée lors de ce que les cosmologistes appellent parfois "l'âge des ténèbres", c'est à dire plus ou moins vers un milliard d'années après le big-bang. Les étoiles se forment à partir des deux éléments constitutifs de l'Univers (hydrogène et hélium). A cette époque, la température est de 100°k (-173° C).

Dans le fluide homogène que constitue le Cosmos la force de gravitation est suffisante pour rapprocher les grains de matières entre eux et former au milieu du "vide", des grumeaux, des nuages de gaz - d’hydrogène et d’hélium - massifs comme des centaines de milliards de Soleils… Ces nuages de gaz sont des proto-galaxies.

Protogalaxies

Sous l'effet de la gravité, les proto-galaxies se fractionnent en des centaines de milliards de petits nuages gazeux. Chacun d'entre eux deviendra une étoile. Ce seront les étoiles de première génération.

Elles n'ont pas toutes la même masse. Certaines ont jusqu'à 100 fois la masse du Soleil et leur durée de vie sera d'autant plus courte: 3 ou 4 millions d'années. En effet, leur activité thermonucléaire est tellement intense qu'elles épuisent rapidement leurs réserves de carburant (l'hydrogène). Pourtant, ces réserves étaient colossales. Les moins massives vivront par contre plusieurs milliards d'années.

Seules les étoiles les plus massives connaîtront une série de réaction thermonucléaires complexes aboutissant à la formation d'une panoplie d'éléments chimiques différents: carbone, oxygène, néon, sodium, magnésium, silicium, soufre, nickel, du cobalt, fer, ... Les petites étoiles n'en créeront que quelques-uns. En fin de vie, ces grosses étoiles mourront en expulsant dans l'espace les éléments chimiques qu'elles auront lentement fabriqués.

Sur ces débris pourront naître de nouvelles étoiles, non plus simplement sur base d'hydrogène et d'hélium comme les étoiles de première génération, mais avec, dès le départ, la panoplie d'éléments fabriqués et expulsés par les grosses étoiles. Ce sont les étoiles de deuxième génération. Entre les étoiles de première et deuxième génération, la différence essentielle réside donc dans la composition du gaz qui leur donne naissance.

Suite à leurs durées de vie différentes, les générations d'étoiles vont se chevaucher. Aussi longtemps qu'il y aura de la matière gazeuse disponible dans la galaxie, elles se succéderont. Après des milliards d'années, cette matière s'épuise et la natalité faiblit. On reconnaît ces galaxies évoluées à leur pauvreté en matière gazeuse et en d'étoiles jeunes; ce sont des étoiles âgées qui y sont essentiellement présentes.

Bien que les galaxies soient nées presque en même temps, environ un milliard d'années après le big bang, certaines d'entre elles, très dynamiques, ont pratiquement épuisé leur gaz. Ce sont les galaxies de type "elliptiques".

Les galaxies "irrégulière" sont paresseuses; elles comportent beaucoup de gaz et relativement peu d'étoiles.

Les galaxies "spirales", dont notre Voie Lactée, sont en situation intermédiaire: elles ne sont ni lentes ni rapide. Bien des générations d'étoiles s'y succéderont encore.

GALAXIE ELLIPTIQUE GALAXIE IRRÉGULIÈRE GALAXIE SPIRALE

M87, galaxie elliptique dans l'amas de la Vierge, à 50 millions d'années lumière.

Le Grand Nuage de Magellan, le plus proche voisin de notre galaxie.

ESO 269-57 , dans la constellation du Centaure, à 150 millions d'années-lumière.

C'est une galaxie géante de 3.000 milliards de masses solaires.
A l'exception du coeur, il y a peu d'émission de lumière dans l'ultra-violet, caractéristique des étoiles jeunes. Sa population stellaire est majoritairement composée d'étoiles anciennes.

Ces galaxies sont généralement de petite taille, aussi sont-elles souvent peu lumineuses. Il est probable qu'elles aient été très nombreuses dans l'univers d'autrefois, mais que leur nombre a décru du fait des collisions.

Les galaxies spirales sont en général très lumineuses et contiennent des centaines de milliards d'étoiles. La grande densité de gaz et de poussière dans le disque entraîne une formation continue de nouvelles étoiles.
 

Source : Observatoire Anglo-Australien.

Source : AURA/ NOAO/ NSF

Source: ESO / VLT

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