Vie et mort des étoiles

Les étoiles naissent dans des nuages moléculaires géants — d'immenses complexes de gaz (principalement hydrogène moléculaire H₂) et de poussières s'étendant sur des centaines d'années-lumière, avec des masses de 10 000 à plusieurs millions de masses solaires. La Grande Nébuleuse d'Orion (M42) est l'exemple le plus proche et le plus étudié : à 1 350 années-lumière, c'est une pouponnière active où des centaines d'étoiles sont en formation, dont beaucoup avec des disques protoplanétaires (proplyds) visibles dans les images du HST. La formation stellaire débute par l'effondrement gravitationnel d'une région surdense dans le nuage moléculaire. Un choc externe (onde de choc d'une supernova voisine, passage dans un bras spiral galactique, interaction avec une galaxie voisine) peut déclencher cet effondrement. La gravité l'emporte sur la pression du gaz lorsque la masse dépasse la masse de Jeans (proportionnelle à T^(3/2)/ρ^(1/2)). Le nuage se fragmente alors en multiples condensations qui s'effondrent chacune pour former une ou plusieurs étoiles — expliquant la formation préférentielle d'étoiles en amas. La protétoile est la phase initiale : un cœur dense entouré d'une enveloppe gazeuse et d'un disque d'accrétion. La matière tombe sur le cœur, libérant de l'énergie gravitationnelle sous forme de chaleur et de lumière. La protétoile est « cachée » dans son cocon de poussière et observable uniquement en infrarouge et radio. Des jets bipolaires (jets Herbig-Haro) — deux faisceaux de gaz éjectés perpendiculairement au disque — caractérisent cette phase. La protétoile devient une étoile T Tauri (pour les étoiles de type solaire) : encore entourée de son disque protoplanétaire, elle varie en luminosité et émet des vents stellaires intenses. La fusion de l'hydrogène débute lorsque la température centrale dépasse 10 millions de degrés — l'étoile rejoint la séquence principale.