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Bételgeuse est une supergéante rouge située dans la constellation d'Orion. Les dernières mesures la placent à une distance de 640 années-lumière du Soleil, avec une masse d'environ 20 fois celle du Soleil. C'est l'une des plus grandes étoiles connue. Crédit : A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), Nasa, Esa
La théorie de la structure stellaire lie la masse d'une étoile à sa luminositéluminosité. Cette relation a été testée grâce aux lois de Kepler appliquées à des couples d'étoiles (des systèmes binairessystèmes binaires). On sait aussi, notamment grâce aux travaux de James Jeans, dans quelles conditions un nuagenuage moléculaire devient instable et s'effondre pour donner par fragmentation un amas ouvert d'étoilesamas ouvert d'étoiles. Lors du processus d'effondrementeffondrement, l'énergie gravitationnelle est convertie en chaleur qui à son tour est dissipée sous forme de rayonnement.
Ce mécanisme, qui avait été proposé par KelvinKelvin et Helmholtz pour rendre compte de la luminosité du SoleilSoleil, opère lors des premiers stades de la formation d'une étoile, avant que les réactions thermonucléaires ne s'y enclenchent. Durant cette phase, le nuage de gazgaz et la protoétoileprotoétoile qui s'y forme s'échauffent. Mais l'émissionémission de la lumièrelumière produit une pression de radiationpression de radiation (la relation entre les deux est donnée par le vecteur de Poynting). Le flux de lumière émis peut de cette manière contrecarrer la force de gravitationforce de gravitation de la protoétoile accrétant du gaz.
Cliquer pour agrandir. L'étoile Pismis 24 apparaît comme la plus lumineuse, au-dessus de la nébuleuse NGC 6357. Sa masse avait été estimée à 200 masses solaires au moins, ce qui est peu compatible avec la limite d'Eddington. Mais une observation fine à l'aide de Hubble a montré qu'il y avait deux et peut-être même trois étoiles massives dont les masses sont probablement comprises entre 70 et 100 masses solaires. Crédit : Nasa, Esa, J. M. Apellániz (IAA, Espagne)
On peut associer à un nuage de gaz de masse et de taille données un temps de chute libre permettant d'estimer en combien de temps il se contractera et un temps de Kelvin-Helmholtz, estimation de la duréedurée pendant laquelle la protoétoile, ici le nuage de gaz en contraction et s'échauffant, restera lumineuse en utilisant son énergie gravitationnelle de contraction. Or, dans le cas d'un nuage dépassant les 20 masses solaires, le temps de Kelvin-Helmholtz est inférieur au temps de chute libre. Ce qui est paradoxal... En effet, la contraction gravitationnelle, formant la protoétoile et générant de la lumière, se produit pendant le temps de chute libre. Lorsque celle-ci s'arrête, il n'y a plus de contraction... Il ne s'agit bien sûr que d'une estimation grossière mais elle indique qu'au-delà de 20 masses solaires, le flux de radiation est si puissant qu'il s'oppose définitivement à la contraction gravitationnelle du nuage de gaz sur la protoétoile qui ne peut donc plus grossir.
Voilà qui est troublant. On ne devrait donc trouver nulle part des étoiles dépassant la masse de Bételgeuse. Or, ce n'est pas le cas...
Cliquer pour agrandir. A gauche, lord Rayleigh et à droite lord Kelvin. Crédit : Glasgow University
Plusieurs exemples d'étoiles atteignant pas loin de 100 masses solaires sont connus, comme dans l’amas des Arches, mais l'un des plus célèbre est Pismis 24 dans la nébuleusenébuleuse NGCNGC 6357. Toutefois, lorsqu'on s'approche des 150 masses solaires, une seconde limite intervient qui, elle, semble bien conforme aux observations. Il s'agit de la limite d'Eddington.
Les modèles oubliaient un phénomène bien connu
Mark Krumholz est professeur d'astrophysiqueastrophysique et d'astronomie à l'université de Santa Cruz et avec des collègues du Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL), il a passé plusieurs années à mettre au point un programme de simulation numériquesimulation numérique en 3D spécialement adapté pour comprendre ce qui se passe quand un nuage moléculaire s'effondre pour former des étoiles massives.
Lui et ses collègues n'avaient pas précisément l'objectif de résoudre le problème de l'existence d'étoiles dépassant les 20 masses solaires. Mais ils ont eu la surprise de découvrir que les simulations numériques de l'hydrodynamique de l'effondrement de nuages dépassant les 20 masses solaires, couplée au transfert du rayonnement, autorisaient sans aucun problème l'apparition d'étoiles plus massives que Bételgeuse. Dans la formation de telles étoiles, un autre phénomène intervient, connu en astrophysique mais surtout en géophysique : l'instabilité de Rayleigh-Taylor.
En haut Lord Rayleigh et en bas Geoffrey Taylor, les découvreurs et théoriciens de l'instabilité portant leurs noms. Crédit : H. Schmeling, Institute of Geophysics, Goethe University, Frankfurt.
Le principe en est simple. On peut se le représenter en imaginant deux couches de liquidesliquides dont le plus dense est au-dessus du plus léger, par exemple une couche d'eau plus salée en recouvre une qui l'est moins (une situation qui survient parfois dans l'océan), ou encore une couche d'huile au-dessous d'une couche d'eau. L'instabilité gravitationnelle qui en résulte provoque la pénétration de zones en forme de doigts, de la couche la plus dense dans la moins dense et inversement. Des structures particulières en forme de globulesglobules apparaissent, connues en géologiegéologie dans les diapirs. De fait, les remontées de roches moins denses à travers des couches de roches plus denses, comme les dômes salins, sont des exemples célèbres d'instabilités de Rayleigh-Taylor.
Image 1. Vue équatoriale du disque d'accrétion. Les filaments de Rayleigh-Taymor sont bien visibles. Crédit : Mark Krumholz-Lawrence Livermore National Laboratory
Dans les simulations numériques qu'ils ont effectuées, les chercheurs sont partis d'un nuage de gaz de 100 masses solaires, d'une température de 20K et d'un diamètre de 0,1 pc (parsecparsec). Une protoétoile géante s'y forme par effondrement en 3.600 ans et continue à accréter du gaz pendant 20.000 ans environ. Le nuage initialement plus ou moins sphérique s'aplatit pour former un disque et quand la masse de la protoétoile dépasse les 20 masses solaires l'accrétionaccrétion peut se poursuivre grâce aux développements de filaments de gaz, conformément au phénomène de l'instabilité de Rayleigh-Taylor, comme on peut le voir sur deux images issues des simulations (figures 1 et 2).
Image 2. Vue polaire du disque d'accrétion. Crédit : Mark Krumholz-Lawrence Livermore National Laboratory
Comme ils l'expliquent dans un article de Science, les astrophysiciensastrophysiciens ont aussi découvert que d'autres protoétoiles moins massives se forment dans le disque entourant la protoétoile centrale massive. Au bout de 35.000 ans, ces petites étoiles fusionnent et l'on se retrouve en général avec deux étoiles. Ce résultat n'est pas surprenant, on sait en effet que les étoiles vivent en général en couple et des systèmes triples ne sont pas rares non plus. Dans les simulations qu'ils ont effectuées sur des durées correspondant à 55.000 ans, les chercheurs ont par exemple trouvé que deux étoiles respectivement de 41,5 et 29,2 masses solaires s'étaient formées (La première masse est en fait la plus élevée trouvée dans les différentes simulations).
