Protoétoile

Une protoétoile[1]^,[2]^,[3] ou proto-étoile[4]^,[5] 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 de type 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 protoétoile en étoile. La protoétoile devient une étoile lorsque ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illuminent.

Une protoétoile dans un globule de Bok (Vue d'artiste).

Ne doit pas être confondu avec Proto-étoile à neutrons.

Naissance des étoiles

Types d'objets

Milieu interstellaire Nuage moléculaire Globule de Bok Nébuleuse obscure Protoétoile Étoile variable de type T Tauri Étoile de la pré-séquence principale Étoile Ae/Be de Herbig Objet Herbig-Haro

Concepts théoriques

Fonction de masse initiale Instabilité gravitationnelle Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Hypothèse de la nébuleuse Migration planétaire

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 soit 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 bouleverser 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 contracter 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 :

${\displaystyle M_{j}={\frac {9}{4}}\times \left({\frac {1}{2\pi n}}\right)^{\frac {1}{2}}\times {\frac {1}{m^{2}}}\times \left({\frac {kT}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}}$

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.