Pourquoi l'univers fabrique-t-il tant de petites étoiles?

Dans les régions qui forment des étoiles, les objets de faible masse sont considérablement plus nombreux que leurs grands frères. Les astronomes veulent savoir comment cela se passe.

Par Bruce Dorminey  | Publié: Jeudi 24 janvier 2019

Emmitouflés dans la poussière, les étoiles qui se forment dans le nuage de Lupus 3 restent en grande partie dissimulées aux yeux des astronomes. Pour des raisons que les scientifiques tentent encore de comprendre, la plupart des étoiles en développement ont des masses considérablement plus petites que le Soleil.

ESO / F. Comerón

Une dérive dans une mer de nains rouge pâle, le soleil se démarque comme une pierre précieuse jaune vif. Les astronomes estiment que ces naines rouges de faible masse représentent 70 à 80% du contenu stellaire de notre galaxie. Pourquoi? Sommes-nous ici pour poser cette question uniquement parce que la vie est née sur une planète entourant une étoile plusieurs fois la masse de ses voisins?

Les étoiles sont un élément fondamental du cosmos. Leurs naissances, leurs vies et leurs morts affectent profondément l'évolution des galaxies partout dans le monde et le potentiel de vie d'une planète à se développer à la suite de la formation d'une étoile. En tant que tels, ils sont en définitive la clé du futur à long terme de l'univers.

"[Mais] la théorie de la structure et de l'évolution des étoiles comporte un élément manquant: elle ne permet pas de prédire les masses d'étoiles qui se forment dans notre univers", déclare Charles Lada, astrophysicien expérimenté au Centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian.

"La distribution des masses stellaires à leur naissance, la fonction de masse initiale (ou FMI) est la condition fondamentale la plus fondamentale qui doit être déterminée par l'observation pour permettre la construction d'une théorie complète et prédictive de la formation d'étoiles", écrit Lada. en astrophysique au cours de la prochaine décennie: le télescope spatial James Webb et ses installations simultanées. « Avec la connaissance du FMI et de la façon dont cette fonction varie dans l' espace et dans le temps, on peut, en principe, prédire l'évolution future de tous les systèmes stellaires, de amas galactiques étoiles aux galaxies massives. »

A la limite

Les astronomes sont sans doute le plus intrigués par le fait que sur les quelque 400 milliards d’étoiles de la Voie Lactée, quelque 300 milliards semblent être des nains rouges, également appelés «nains M.». Encore plus troublant: selon certaines estimations, le FMI culmine à environ un dixième de la masse solaire. C'est terriblement proche de la masse minimale nécessaire pour déclencher la fusion de l'hydrogène chez les plus petites naines rouges, ce qui correspond à environ 0,08 masse solaire. Au-dessous de cette limite se trouvent des naines brunes - des étoiles défaillantes sans masse suffisante pour fondre l'hydrogène en hélium.

Les étoiles se forment à partir du gaz interstellaire diffus et froid qui constitue les nuages ​​moléculaires. Ces nuages ​​couvrent environ 100 années-lumière et contiennent entre 10 000 et 1 million de masses de matériau solaires. «Il est remarquable, écrit Lada dans le même livre, que le processus physique de la formation d'étoiles. . . sous l'action de la gravité, transforme une petite fraction de ce matériau, en réduisant sa taille de plus de huit ordres de grandeur et en augmentant sa densité de plus de vingt ordres de grandeur, en de nombreux objets de masse suffisante pour la fusion de l'hydrogène. ”

Les astronomes tentent toujours de comprendre comment cela se passe. "Comme nous n'avons pas encore de théorie complète sur la formation des étoiles, nous n'avons pas encore de théorie acceptée sur la manière dont le FMI a été constitué", a déclaré Lada.

La nébuleuse de Carina (NGC 3372) est la région la plus brillante formant des étoiles dans le ciel. Il a déjà produit des milliers d'étoiles et des milliers d'autres poussent dans des nuages ​​sombres d'hydrogène froid.

NASA / ESA / N. Smith (Université de Californie, Berkeley) / Équipe Hubble Heritage (STScI / AURA)

Comprendre le FMI est important en partie parce que les étoiles de différentes masses jouent différents rôles dans la vie d'une galaxie, explique Chris McKee, professeur émérite de physique et d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley. Les étoiles les plus massives créent des éléments lourds et dynamisent le milieu interstellaire par leur rayonnement, leurs vents stellaires et leurs explosions de supernova. Leurs petits frères et sœurs, cependant, sont ceux qui dominent la masse totale d'étoiles.
 

Une star est née

Un nuage moléculaire qui s’effondre donnera naissance à des étoiles d’un éventail de masses défini par le FMI. La recherche sur l'origine du FMI a débuté il y a environ 60 ans. En 1955, Edwin Salpeter, physicien théoricien à l’Université Cornell, a avancé l’idée que les populations stellaires doivent avoir ce qu’il a appelé une fonction de masse initiale. Parfois appelée fonction de Salpeter, elle décrit la répartition des masses parmi un groupe d'étoiles nouvellement formé avant qu'aucune d'entre elles ne soit capable de perdre de la masse ou d'exploser en tant que supernovae.

Les nuages ​​moléculaires sont froids - généralement environ 10 kelvins environ - et leur température est similaire dans une large plage de densités, a déclaré l'astrophysicien Matthew Bate de l'Université d'Exeter au Royaume-Uni. La chose surprenante à propos du FMI est que partout où nous regardons dans notre galaxie, les étoiles semblent toujours avoir la même répartition des masses stellaires, dit-il.

Et la masse stellaire typique est à peu près la masse minimale à laquelle la fusion nucléaire peut avoir lieu, explique Mark Krumholz, astronome à l'Université nationale australienne de Canberra. «La similitude entre le sommet du FMI et la masse de la fusion nucléaire semble ne pas être une coïncidence, mais il est difficile de trouver une explication physique qui les relie», a-t-il déclaré. Après tout, le milieu interstellaire à partir duquel se forment les étoiles est un gaz froid et de faible densité. Pourquoi devrait-il connaître la première chose à propos de la fusion nucléaire?

Selon Lada, l'effondrement d'un nuage moléculaire en étoiles peut produire le FMI de deux manières: la fragmentation turbulente et la fragmentation thermique de Jean. La turbulence supersonique se déplaçant à travers un nuage moléculaire géant entraîne une fragmentation turbulente: les nuages ​​se divisent en filaments, en nappes denses et en noyaux moléculaires, laissant derrière eux des vides de faible densité. Dans la fragmentation thermique de Jeans, un nuage se fragmente lorsque la force de gravité vers l’intérieur dépasse la force exercée par la pression thermique du gaz. Ainsi, les nuages ​​denses et froids sont plus susceptibles de s’effondrer que les nuages ​​plus chauds, plus raréfiés. Ce dernier processus tire son nom du regretté physicien britannique Sir James Jeans, qui a montré qu'une fois qu'un nuage de gaz atteindrait une masse critique, la gravité l'emporterait et tout le nuage - ou une poche individuelle dans le nuage - se fragmenterait les noyaux.

Selon Patrick Hennebelle, astrophysicien à l'AIM / CEA Saclay en France, un noyau dense ayant une masse égale à quelques fois la masse de l'étoile finale se forme à l'intérieur du nuage moléculaire, la gravité déclenche son effondrement. La protostar augmente alors le reste du noyau parent, dit-il. Les masses initiales de ces noyaux moléculaires denses sont régies par leur propre fonction de masse noyau (CMF). Et de nombreux chercheurs pensent maintenant que la compréhension du FMC est la clé pour comprendre les origines du FMI.

Mais l’histoire se complique lorsque vous considérez que le noyau peut se fragmenter lorsqu’il s’effondre, et que la protostar peut projeter le matériau en excès au fur et à mesure de son accrochage. Le CMF contrôle-t-il la forme du FMI? Les observations montrent qu’à tout le moins, les deux semblent présenter de fortes similitudes.

Le bord du nuage moléculaire RCW 108 apparaît à droite de cette image. Le rayonnement à haute énergie et les vents stellaires de l'amas d'étoiles NGC 6193 à gauche érodent lentement le nuage.

ESO

«Le noyau dense s’effondre jusqu’à ce que ses densités et températures centrales deviennent des étoiles et soient suffisamment élevées pour que la combustion nucléaire commence à brûler», déclare Lada. «Cela marque la naissance d'une nouvelle étoile.» Il ajoute que cela commence également le processus d'inversion de l'effondrement du matériau de base restant, permettant ainsi à l'étoile de sortir de son nuage de naissance.
 

Nous savons que toutes les étoiles de faible masse forment des noyaux denses qui n’ont pas beaucoup plus de masse que les étoiles qu’elles produisent, explique Steven Stahler, astrophysicien théorique à l’UC Berkeley. La vraie question, dit-il, est donc la suivante: pourquoi la nature crée-t-elle des noyaux denses avec des masses de type stellaire?

En appuyant sur la gâchette

La majeure partie de la formation d'étoiles dans la Voie lactée se produit dans un disque relativement mince et à moins de 30 000 années-lumière du Sagittaire A *, le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie. Les astronomes estiment que 15 000 pépinières d'étoiles peuplent notre galaxie - et elles ont toutes commencé par former des nuages ​​moléculaires froids. Dans la plupart des cas, des ondes de densité à grande échelle se déplaçant à travers les bras en spirale ont provoqué l’effondrement de ces nuages. Mais l'onde de choc d'une supernova ou d'une bulle stellaire se dilatant à partir d'une étoile de type O ou B de masse élevée peut également déclencher une fragmentation dans les noyaux stellaires.

À ce jour, les astronomes n'ont détecté qu'une faible variation dans la distribution de masse des étoiles. "Cela milite pour un processus de régulation qui décide ce que les stars de masse devraient avoir", dit Krumholz.

Quel pourrait être ce processus? Les noyaux moléculaires de masse supérieure sont trop massifs pour équilibrer la pesanteur thermique et la pression thermique. Ils sont généralement caractérisés par des mouvements turbulents importants et des pressions internes plus élevées, explique Lada. "Lorsque de tels objets turbulents s'effondrent, ils peuvent se fragmenter et former de multiples noyaux protostellaires qui évoluent ensuite pour devenir des [étoiles] binaires."

Il ajoute que plus le noyau est massif et turbulent, plus il peut se fragmenter facilement. Cela pourrait expliquer pourquoi les étoiles massives sont plus susceptibles d'être trouvées dans les systèmes binaires que les étoiles de faible masse.

Mais Bate pense que le retour du rayonnement émis par les protostars de faible masse est l’un des éléments clés pour déterminer le FMI. Il soutient que le rayonnement chauffe le gaz dans le nuage moléculaire environnant, ce qui empêche toute fragmentation ultérieure.

Bien que le petit nuage magellanique (SMC) ne compte qu'une fraction des éléments lourds de notre galaxie, elle produit des étoiles avec le même éventail de masses que la Voie Lactée. La région de formation d'étoiles N90 figure parmi les meilleures du SMC.

NASA / ESA / L'équipe Hubble Heritage (STScI / AURA)

Un FMI universel?
 

Bien entendu, les meilleures observations du FMI proviennent de régions relativement proches formant des étoiles dans la Voie Lactée. Mais à notre connaissance, le FMI dans les galaxies à disques comme le nôtre est universel, dit McKee. Une des grandes questions à laquelle sont confrontés les astronomes est de savoir si le FMI reste constant dans le temps et dans l’espace.

"Jusqu'à présent, rien n'indique que le FMI ait considérablement varié au cours du temps cosmique", a déclaré Lada. Pourtant, il pourrait y avoir une exception dans les premiers stades de l'univers. Les astronomes pensent que les premières étoiles, dites étoiles de la population III, étaient les plus massives et possédaient le moins de métaux. (Les astronomes qualifient tous les éléments plus lourds que l'hélium de «métaux».) Une fois que ces premières étoiles ont commencé à produire des éléments plus lourds, cependant, les générations suivantes ont incorporé ces métaux et la masse stellaire typique a chuté de manière significative.

Bate dit qu'il n'est toujours pas clair si le FMI variera jamais. Il se demande si la fonction de masse serait la même, même dans les environnements extrêmes situés près des centres de galaxies massives, où le rayonnement doit être beaucoup plus élevé, ou au début de l'univers, lorsqu'il n'y avait pas de poussière interstellaire.

Quelques observations suggèrent la possibilité de différents FMI. Dans un article publié en 2009 dans les Avis mensuels de la Royal Astronomical Society, Bate écrit que les observations d'étoiles en orbite autour du Sagittaire A * montrent que le FMI, situé près du centre de la galaxie, pourrait être «trop lourd», biaisé en faveur d'étoiles massives. Il en va de même pour les étoiles du groupe des Arches, le groupe ouvert le plus dense de la Voie lactée, situé à environ 25 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire. Même dans ce cas, il note que le FMI apparemment très lourd dans le groupe Arches pourrait être dû à son évolution plutôt qu'aux conditions à sa naissance. L'effet inverse peut se produire dans les noyaux encombrés de galaxies elliptiques géantes, où des observations indirectes indiquent un excès d'étoiles de faible masse.

Les différences dans la quantité de métaux à travers l'univers et au fil du temps semblent avoir un effet relativement faible sur le FMI. «Vous pouvez aller dans le petit nuage magellanique où il y a environ un cinquième de la poussière et des métaux trouvés dans la Voie lactée et vous ne trouvez aucune différence détectable», explique Krumholz. Selon McKee, vous ne vous attendriez pas à voir beaucoup d'effet tant que la teneur en métal est supérieure à quelques dix millièmes de la valeur actuelle. Il explique que la principale différence entre les premières étoiles sans métal et celles qui naissent aujourd’hui est que les plus anciennes sont nées dans un cadre dominé par la matière noire, tandis que les plus récentes se forment en raison de leur propre gravité.

Nouvelle technologie, nouvelles réponses

Les chercheurs affirment que la modélisation informatique nouvelle et améliorée aidera les théoriciens à affiner leurs calculs du FMI. Mais les améliorations d'observation pourraient s'avérer encore plus importantes. Le satellite Gaia de l'Agence spatiale européenne permet aux astronomes d'affiner leurs estimations de masse pour les étoiles situées dans des amas lointains. Et le télescope spatial James Webb de la NASA permettra aux astronomes d'observer directement le FMI dans de tels groupes. Cela révélera également le FMI dans certaines galaxies avec des conditions plus extrêmes que la nôtre.

Sur le terrain, le télescope Large Survey Synoptique et le très grand télescope européen, tous deux en construction au Chili, devraient permettre de recueillir de la lumière et de trouver une solution pour faire progresser notre connaissance du FMI et de ses éventuelles variations.

Et l’Atacama Large Millimeter / Subillimeter Array (ALMA) permet d’observer des régions interstellaires denses jusqu’à présent obscurcies par la poussière. Une hypothèse principale de la théorie actuelle est que la distribution des masses de régions liées par gravitation dans les nuages ​​moléculaires détermine le FMI, dit McKee. «ALMA est l'instrument idéal pour tester cela, en particulier pour les étoiles de grande masse», dit-il.

L'amas d'étoiles R136 se situe au cœur de la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage Magellan. Il regroupe certaines des stars les plus hautes du groupe local, mais également un très grand nombre d'étoiles plus petites, trop sombres pour voir à travers 160 000 années-lumière d'espace.

NASA / ESA / P. Crowther (Université de Sheffield)

Cependant, Lada souligne que nous ne disposons pas encore de la technologie nécessaire pour construire certains des télescopes nécessaires à la production de cartes à haute résolution angulaire du gaz et de la poussière à travers des nuages ​​moléculaires entiers. Idéalement, cela nécessiterait des télescopes millimétriques et submillimétriques dotés d'ouvertures de 50 à 100 mètres et des caméras spectroscopiques capables d'une résolution de plusieurs millions de pixels.
 

«Nous savons comment construire les [télescopes], mais nous sommes loin de réaliser la technologie permettant de produire des caméras millimétriques et submillimétriques avec une capacité spectroscopique et des millions, voire des centaines de pixels», explique Lada. Avec une telle capacité, nous pourrions apprendre comment les nuages ​​moléculaires se forment et évoluent pour produire la fonction de masse fondamentale qui produit à son tour le FMI, dit-il.

Un mystère intriguant

En fin de compte, lorsqu'il s'agit de comprendre pourquoi la nature produit une telle abondance d'étoiles de faible masse, les astronomes se retrouvent avec plus de questions que de réponses. Pourquoi le FMI ne se prête-t-il pas aux étoiles massives de type O, aux naines brunes ou même aux planètes géantes gazeuses?

Bien entendu, en tant qu’habitants d’un système solaire dominé par ce qui semble être une étoile naine jaune de type G assez ordinaire, le FMI observé peut être précisément la raison pour laquelle nous sommes ici pour poser de telles questions. Si le FMI avait été conçu pour ne produire que des nains bruns ou des géantes gazeuses - ou des étoiles massives de type O, B ou A de courte durée - la route vers la vie aurait été beaucoup plus dure.

Néanmoins, les naines jaunes ne sont pas non plus le résultat préféré du FMI. Les petits nains M favorisés par le FMI ont une durée de vie allant de 50 à 100 milliards d’années, suffisamment de temps pour que la vie apparaisse et se reproduise plusieurs fois sur n’importe quelle planète semblable à la Terre qui pourrait entourer une telle étoile. En revanche, notre Soleil a déjà atteint la moitié de sa vie en tant qu’étoile stable et sa phase finale en tant que géant rouge mourant promet d’être assez chaotique.

Les minuscules naines rouges ne sont probablement pas les meilleures étoiles pour héberger des planètes sur lesquelles la vie pourrait évoluer. Après tout, ils ont tendance à être beaucoup plus actifs que le Soleil, particulièrement tôt dans leur vie. Des éjections de masse coronale potentiellement néfastes pour la vie et de fortes éruptions stellaires se produiraient probablement à une distance frappante de toute planète extrasolaire pouvant être habitable. Donc, il est probablement exagéré de dire que le FMI est ajusté à vie comme nous le connaissons.

Cependant, il reste crucial de résoudre les complexités du FMI pour les chercheurs dans presque tous les domaines de l'astronomie et de l'astrophysique. Avec l'avènement de nouveaux télescopes et technologies dans les années à venir, le FMI ne sera peut-être pas un mystère pour les astronomes des générations futures.

ESO / APEX (MPIfR / ESO / OSO) / A. Hacar et al./DSS2

La bande poussiéreuse observée dans cette section du nuage moléculaire Taurus cache partiellement plusieurs étoiles naissantes, ainsi que les nuages ​​de gaz denses qui sont sur le point de s’effondrer en de nouveaux soleils. Ce segment du nuage couvre environ 10 années-lumière.

Source: http://www.astronomy.com/
Lien: http://www.astronomy.com/magazine/2019/01/why-does-the-universe-make-so-many-tiny-stars?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR07fLD-YOR-b-iqylZAtmQnqmbwkzrKoBFMsSaeQTG2PbZ33bBHbxI_oew