Imaginez un nuage gigantesque, très dense, tellement dense que la lumière des phares d’une voiture ne peut s’y engouffrer. Ce type de nuage existe dans notre galaxie. Il mesure généralement 30000000000000 kilomètres de long, soit 200000 fois la distance de la Terre jusqu’au Soleil, et possède le doux nom de nuage moléculaire - on dit "moléculaire" car les conditions y sont favorables à la stabilité des molécules dans leur état neutre. Une image bien connue est la Figure 1 qui représente les Piliers de la création situés dans la nébuleuse de l’Aigle. Ces nuages ont une structure allongée, car modelés par la physique de la région, et sont connus pour être des pouponnières d’étoiles.
Figure 1 : Les Piliers de la création vu par la caméra NIRCam (proche IR) du télescope James Webb. Les nuages moléculaires sont davantage transparents dans l’infra-rouge que dans le visible, ce qui permet d’observer les étoiles enfouies dans le gaz dense. Les régions rouges dites de «chauffage» correspondent aux étoiles naissantes qui commencent à réchauffer leur environnement. Crédits : NASA, ESA, CSA, STScI; Joseph DePasquale (STScI), Anton M. Koekemoer (STScI), Alyssa Pagan (STScI).
Au sein de ces nuages moléculaires, un équilibre (relatif) existe entre la force de gravité et la pression du gaz, comme cela est schématisé Figure 2. Cependant, cet équilibre (comme dit, relatif) peut se briser. Alors la force de gravité l’emporte, on a affaire à un effondrement gravitationnel qui va continuer jusqu’à ce que le gaz devienne assez dense et chaud pour commencer à dissocier l’hydrogène [1]. Le résultat ainsi obtenu est une protoétoile, c’est-à-dire, un corps qui deviendra par la suite une étoile. En fonction de la taille et la masse du nuage, cette étoile en devenir peut être petite, de taille moyenne comme notre Soleil, ou grande [2]. Dans ce dernier cas, il se formera une étoile massive [3], c’est le cas qui nous intéresse ici.
Figure 2 : Schéma de l’équilibre relatif au sein d’un coeur préstellaire entre la force de gravité qui tend à condenser la matière et la force de pression du gaz. Cet équilibre est brisé lorsque la force de gravité l’emporte sur la force de pression. Le résultat de cet effondrement gravitationnel est la formation d’une protoétoile.
Les protoétoiles massives possèdent beaucoup d’énergie et chauffent leur environnement. Cela a pour effet de développer rapidement autour d’elles une bulle de gaz chaud ionisé ayant une forte pression [4]. Cette bulle, lorsqu’elle est enfouie au sein du nuage moléculaire, va grandir en ionisant et dissipant le gaz autour d’elle. Mais dans le cas où elle se trouve près d’un bord du nuage, son destin est bouleversé. En effet, la différence de pression entre la bulle, le nuage, et l’extérieur du nuage est très importante de par leur proximité physique. Le gaz va alors percer la bulle en se frayant un chemin dans l’enveloppe froide du nuage moléculaire jusqu’au milieu interstellaire, tout en produisant une onde supersonique et s’échapper tel un flot de champagne [5]. Ce processus est schématisé Figure 3 et créé une nébulosité comme celle présentée Figure 4.
Figure 3 : Schémas du a) système proto-stellaire ionisant une bulle de gaz au sein d’un nuage moléculaire b) gaz ionisé perçant le nuage moléculaire pour se répandre dans le milieu interstellaire (flot de champagne).
Figure 4 : Image en infra-rouge de la nébuleuse RCW 34 qui est un exemple de ce processus de flot de champagne dans la région de formation stellaire du même nom. Crédits : ESO/VLT.
Donc si on doit fêter quelque chose, c’est une naissance !
[1] McKee, C. F., Ostriker, E. C. (2007). Theory of Star Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 45, pp. 565-687.
[2] André, P., Ward-Thompson, D. Barsony, M. (2000). From Prestellar Cores to Protostars: the Initial Conditions of Star Formation. Protostars and Planets IV.Tucson: University of Arizona Press, pp. 59.
[3] Motte, F., Bontemps, S., Louvet, F. (2018). High-Mass Star and Massive Cluster Formation in the Milky Way. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 56, pp. 41-82
[4] Churchwell, E. (2006). The Bubbling Galactic Disk. The Astrophysical Journal, vol. 649, no. 2, pp. 759–778.
[5] Tenorio-Tagle, G. (1979). The gas dynamics of H II regions. I. The champagne model. Astronomy and Astrophysics, vol. 71, pp. 59–65.