Le mystère de la naissance des étoiles vu par le télescope spatial Herschel

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Écriture : Mathilde Gaudel
Relecture scientifique : Maud Galametz et Maxime Trebitsch
Relecture de forme : Pierre Marrec et Eléonore Pérès

Temps de lecture : environ 10 minutes.
Thématiques : Astronomie & Astrophysique (Physique)

Publication originale : André P., et al., From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould belt survey. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014666

Grâce au télescope Hubble, les astronomes estiment que notre galaxie, la Voie lactée, héberge entre 200 et 400 milliards d’étoiles. Comment toutes ces étoiles se forment-elles et pourquoi naissent-elles en groupe ? Afin d’étudier les toutes premières étapes de la formation des étoiles et de répondre à ces questions, l’Agence Spatiale Européenne a développé le télescope spatial Herschel. En analysant les images issues de cette mission, Philippe André et ses collègues ont fait une découverte surprenante qui les a conduit à réviser le scénario de formation des étoiles établi auparavant.

Comment naît une étoile ?

À partir d’observations d’étoiles à différentes étapes de leur vie, les astronomes ont construit de manière empirique un schéma expliquant comment les étoiles semblables à notre Soleil se forment.

Les étoiles se forment dans d’immenses réservoirs de gaz et de poussières [*], appelés nuages moléculaires (Figure 1). Les astronomes les qualifient ainsi à cause des molécules (dihydrogène et monoxyde de carbone) qui composent principalement ces nuages. Dans une partie très dense de ce nuage, un grumeau de gaz se forme : il s’agit d’un cœur pré-stellaire. Lorsqu’il se contracte, un ou plusieurs embryons d’étoile se forment alors en son sein : c’est la phase proto-stellaire. L’embryon grossit ensuite en captant progressivement une grande partie de la matière qui l’entoure. C’est durant cette phase de croissance que l’étoile acquiert sa masse d’étoile adulte. Plus l’embryon grossit, plus sa température interne augmente, lui permettant d’atteindre des températures internes de quelques millions de degrés Celsius qui vont amorcer les réactions de fusion nucléaire [**]. À partir de ce moment, l’embryon obtient le statut officiel d’étoile, comme notre Soleil.

En avril 1990, la NASA lançait le télescope spatial Hubble [1] pour étudier l’univers dans son ensemble : l’expansion de l’univers, la présence de trou noir au centre des galaxies, les planètes à l’intérieur et à l’extérieur du Système Solaire, etc. Grâce aux millions d’images prises pendant cette mission, les astronomes estiment que notre galaxie héberge entre 200 et 400 milliards d’étoiles et que la plupart d’entre elles forment des groupes parfois très peuplés, comme des fratries (Figure 1). Cette mission spatiale a ainsi soulevé une question : pourquoi les étoiles naissent-elles ainsi ? Le scénario de la formation des étoiles décrit ci-dessus ne permet pas de l’expliquer pour l’instant. Pour répondre à cette question, les astronomes se sont alors intéressés de plus près aux toutes premières étapes de la formation stellaire.

Figure 1. Deux images différentes obtenues par le télescope Hubble de la nébuleuse du Lagon, une région active de formation d’étoiles situés à 4 000 années-lumière de la Terre. À gauche, les observations dans le domaine du visible mettent en évidence un immense nuage de gaz et de poussière avec des régions plus ou moins denses. Une jeune étoile en formation 32 fois plus massive que le Soleil éclaire le centre de la région. À droite, les observations dans une petite partie du domaine de l’infrarouge (voir Figure 2) permettent d’observer à l’intérieur du nuage et de mettre en évidence les nombreuses étoiles qui y sont enfouies. La partie du nuage proche de l’étoile massive en formation reste cependant encore opaque. Ces images sont des images composites où plusieurs observations, à différentes fréquences, ont été assemblées ensemble en fausses couleurs. Les images font environ 4 années-lumières de largeur, c’est-à-dire environ 38 millions de millions de kilomètres. Crédits : © NASA/ESA/STScI avec l’aimable autorisation de l’ESA.

Comment étudie-t-on les étoiles ?

Les astronomes ne peuvent pas aller directement sur les étoiles pour les étudier. En effet, ce sont des objets très lointains : notre Soleil mis à part, l’étoile la plus proche de la Terre est Proxima du Centaure située à 4 années-lumière. C’est-à-dire que si l’on arrivait à voyager à la vitesse de la lumière, il nous faudrait tout de même 4 ans pour l’atteindre. En comparaison, à la vitesse de la lumière, il nous faudrait 8 minutes pour atteindre le Soleil qui est à environ 150 millions de km de la Terre. De plus, les étoiles sont extrêmement chaudes en surface (quelques milliers de degrés Celsius) : il nous est impossible de fabriquer, pour l’instant, des sondes susceptibles de résister à de telles températures. 

Pour étudier les étoiles, les astronomes utilisent alors la lumière qu’émet l’étoile elle-même. Elle est utilisée comme une signature qui apporte des renseignements sur les conditions dans lesquelles l’étoile est née et sur les différentes étapes de sa vie et de sa mort. Cette lumière, qui traverse l’espace et arrive sur la Terre, ne peut pas être directement observée à l’œil nu car les objets sont trop lointains et la perception de l’œil humain est très limitée. En effet, notre œil n’est capable de percevoir que le domaine dit du visible, c’est-à-dire le domaine qui réunit les couleurs de l’arc-en-ciel, du violet au rouge (Figure 2). Cependant, la lumière est composée de nombreux autres domaines que l’on utilise dans notre vie quotidienne : les ondes radio pour les ordinateurs, les téléphones portables et la radio, les micro-ondes pour réchauffer nos plats et les rayons X pour la radiographie corporelle (Figures 2 et 3). Il existe également les rayons infrarouges qui sont émis par n’importe quelle source de chaleur. Par exemple, regarder une maison avec une caméra infrarouge permet de repérer les fuites de chaleur pour en améliorer l’isolation.

Figure 2. Les différents domaines composant la lumière en fonction de leur fréquence.

Chaque domaine procure des informations différentes et complémentaires sur l’objet qui émet les rayons lumineux ou sur le milieu traversé par la lumière (Figure 3). En utilisant les instruments adéquats à chaque type de rayonnement, les astronomes peuvent donc étudier les étoiles sous tous les angles.

Figure 3. Image d’une main dans différent domaine de la lumière [***]. Le visible donne des informations sur l’apparence extérieure de la main, tandis que l’image prise grâce à des rayons X permet d’obtenir des informations sur la structure osseuse. L’image en infrarouge permet, quant à elle, d’en identifier les zones les plus froides et les chaudes, comme les vaisseaux sanguins. Crédit : hcrepin/thethermograpiclibrary/CC BY-NC 3.0.

Cependant, observer certains rayons lumineux depuis la surface terrestre est impossible à cause de l’atmosphère entourant la Terre. En effet, l’atmosphère absorbe une grande partie des domaines de la lumière, ce qui à l’avantage de nous protéger des rayons X et d’un grande partie des rayons UV émis en grande quantité par le Soleil et qui sont dangereux pour l’être humain (Figure 4). La lumière réussit à traverser l’atmosphère et à atteindre la surface de la Terre seulement dans certaines fenêtres de fréquence, comme une partie du domaine du visible et les ondes radio. Pour s’affranchir totalement de l’atmosphère terrestre, des observations sont donc menées directement depuis l’espace grâce à des télescopes spatiaux.

Figure 4. Taux d’absorption par l’atmosphère selon la fréquence des domaines de la lumière. 

L’observatoire spatial Herschel

Les jeunes objets stellaires sont enfouis dans les nuages moléculaires, les astronomes ne peuvent donc pas les observer dans le domaine du visible (Figure 1). Plus un embryon d’étoile se développe, passant d’un coeur pré-stellaire à une proto-étoile, plus son enveloppe est chaude. Or, plus un objet est chaud, plus il émet un rayonnement infrarouge de haute fréquence (Figure 2). Ainsi, en captant ce rayonnement infrarouge, les astronomes peuvent distinguer les embryons d’étoile de leur environnement.

Pour correctement observer les toutes premières étapes de la formation des étoiles, il a fallu construire un satellite possédant des détecteurs de lumière infrarouge adéquats pour sonder au plus profond des nuages moléculaires. Ainsi l’Agence Spatiale Européenne (ESA) a lancé en mai 2009 la mission spatiale Herschel [2] (Figure 5), du nom du physicien William Herschel qui a découvert la lumière infrarouge en 1800. L’un des buts de cette mission était de cartographier de grandes zones du ciel contenant les régions de formation d’étoiles afin de recenser les étoiles en formation dans la Voie Lactée, de leur gestation à leur naissance.

Figure 5. Vue d’artiste du satellite Herschel faite en 2016. Deux miroirs, un grand dont la surface est creuse et un miroir plus petit à l’extrémité des tiges permettent de diriger la lumière à l’intérieur de la bonbonne noire contenant les instruments scientifiques. Crédit : © ESA avec l’aimable autorisation de l’ESA. 

Un des projets clés de la mission Herschel s’est notamment concentré sur la Ceinture de Gould, un anneau morcelé d’étoiles d’environ 3 000 années-lumière de diamètre et incliné d’environ 16 à 20 degrés par rapport au plan de notre galaxie, la Voie Lactée (Figure 6). Ce projet, appelé Relevé de la Ceinture de Gould, consiste à cartographier les nuages moléculaires de la Ceinture de Gould les plus proches de nous, c’est-à-dire à une distance de moins de 1 500 années-lumière, grâce aux deux caméras infrarouges SPIRE [3] et PACS [4] du satellite Herschel. Ces deux caméras captent la lumière infrarouge à différentes fréquences : SPIRE capte les fréquences les plus basses pour observer les nuages moléculaires qui sont plus froids que les jeunes objets stellaires, tandis que ces derniers sont observés par PACS. L’utilisation de ces deux caméras permet donc de faire la connexion entre les jeunes étoiles en formation et l’environnement dans lequel elles naissent.

Figure 6. Représentation des nuages moléculaires de la Ceinture de Gould. La Ceinture de Gould est représentée par l’anneau bleu qui est incliné par rapport au plan de la Voie Lactée, qui relie le Soleil et le centre de la galaxie. Le Soleil et la Terre se situent au centre du cercle des cercles blancs. Le centre de la Voie Lactée se situe, quant à lui, hors de l’image dans la direction du coin inférieur gauche. Les régions de formation d’étoiles sont dessinées avec des tailles proportionnelles à leur masse. Crédit : avec l’aimable autorisation de J. Kirk.

La surprenante découverte d’un réseau de filaments

À l’arrivée des images du Relevé de la Ceinture de Gould de la mission Herschel, Philippe André et ses collègues se sont intéressés à deux nuages moléculaires en particulier, Aquila et Polaris (Figure 7). Ils ont alors fait une découverte surprenante : ces deux nuages sont structurés par un réseau filamentaire complexe et étendu (Figure 7). Ils ont également remarqué que de nombreuses sources denses et ponctuelles semblent peupler ces filaments. Ces sources pourraient être en fait des étoiles en formation, ce qui ferait alors des filaments le lieu de naissance privilégié des étoiles.

Figure 7. Images des régions Aquila, à gauche, et Polaris, à droite, obtenues par le satellite Herschel montrant un réseau complexe de filaments à l’intérieur des nuages. Ces images sont des images composites où des observations à différentes longueurs d’onde ont été assemblées en fausses couleurs. Crédit Aquila : © ESA/Herschel/SPIRE/PACS/Ph. André (CEA Saclay) for the ‘Gould Belt survey’ Key Programme Consortium ; crédit Polaris : © ESA and the SPIRE & PACS consortia, Ph. André (CEA Saclay) for the Gould’s Belt Survey Key Programme Consortium, et A. Abergel (IAS Orsay) for the Evolution of Interstellar Dust Key Programme Consortium ; avec l’aimable autorisation de l’ESA. 

À partir des images aux différentes fréquences, les astronomes ont extrait ces sources pour vérifier leur nature d’étoile en formation. Dans la région d’Aquila, ils ont identifié 341 jeunes objets stellaires. La région Polaris, quant à elle, ne présente pas de sources suffisamment denses pour correspondre à des étoiles en formation. Cette différence peut être expliquée par le fait que les filaments de la région Polaris ne sont pas assez denses pour commencer à former des étoiles, par rapport à ceux de la région Aquila. 

Pour distinguer les cœurs pré-stellaires des proto-étoiles dans la région Aquila, les chercheurs ont utilisé les images de plus haute fréquence obtenues par la caméra PACS. En effet, les proto-étoiles étant plus chaudes que les cœurs pré-stellaires, elles vont émettre un rayonnement infrarouge à la fréquence maximale captée par la caméra PACS : la présence de structures visibles dans les images de plus haute fréquence obtenues par PACS sont donc le signe de la présence d’un ou plusieurs embryons d’étoile enfouis à l’intérieur de la source dense. À partir de ces images, les astronomes ont donc identifié entre 45 et 60 jeunes proto-étoiles dans la région Aquila. Cette technique permet de déterminer une estimation de proto-étoiles potentielles.

Une révision du scénario de la formation des étoiles

Un nouveau scénario pour la formation des étoiles émerge à partir de ces résultats du Relevé de la Ceinture de Gould de la mission Herschel. Les nuages moléculaires sont organisés en réseaux de filaments. Ces filaments seraient relativement diffus au moment de leur formation puis deviendraient de plus en plus denses. Lorsqu’ils sont très denses, ils deviennent instables et se fragmentent en série de cœurs pré-stellaires, telles des perles le long d’un collier. Les cœurs pré-stellaires se contracteraient ensuite à leur tour pour former des proto-étoiles. 

Ce scénario progressif permet notamment d’expliquer la présence d’un réseau filamentaire dans la région Polaris sans étoiles en formation à l’intérieur, car les filaments seraient encore jeunes (Figure 7). Il permet également d’expliquer pourquoi les étoiles naissent généralement en fratrie et ont tendance à former des groupes d’étoiles dans les nuages moléculaires.

L’Observatoire spatial Herschel a ainsi permis de faire un pas majeur en mettant en évidence une nouvelle étape dans le scénario de la formation des étoiles. Ces résultats soulèvent de nouvelles questions, notamment sur le mécanisme physique responsable de la formation des filaments eux-mêmes mais aussi sur la phase de croissance des embryons d’étoile : les filaments pourraient alimenter directement les enveloppes entourant les embryons, leur permettant de capter davantage de matière. Cependant, ce scénario basé sur les filaments observés dans la Ceinture de Gould ne permet pas d’expliquer la naissance des étoiles massives, c’est-à-dire des étoiles de plus de 8 fois la masse du Soleil, qui nécessite des apports de masse encore plus importants. Ces grandes inconnues restent à explorer par de prochaines missions spatiales ou en utilisant les télescopes terrestres actuels et en développement.

Note : l’autrice de ce papier-mâché a travaillé en collaboration avec des auteurs de la publication initiale. Cette collaboration ne concerne pas cette publication.


[*] Par poussière, on désigne de très petits grains de quelques nanomètres à quelques micromètres, bien plus petits que les poussières que l’on trouve dans nos maisons qui sont d’environ 200 micromètres.

[**] La première réaction nucléaire qui a lieu dans les étoiles est celle qui fusionne deux atomes d’hydrogène pour former un atome d’hélium.

[***] Dans cette image, la lumière est émise de trois façons différentes. Pour l’image en rayons X, la lumière est émise par un appareil de radiographie : elle traverse alors la main permettant ainsi de faire apparaître les os. Pour l’image dans le visible, la lumière est émise par le Soleil ou une ampoule : elle est alors déviée ou réfléchie, comme un miroir, par la main. Pour l’image en infrarouge, la lumière est émise par la main elle-même car elle a une certaine température. Pour étudier les étoiles, les astronomes s’intéressent généralement à la lumière directement émise par l’objet lui-même.


[1] Voir le site du télescope Hubble pour plus d’informations (en anglais).

[2] Voir le site de la mission Herschel pour plus d’informations.

[3] SPIRE signifie Spectral and Photometric Imaging REceiver en anglais. Pour plus d’informations sur l’instrument, voir M.J. Griffin, et al., The Herschel-SPIRE instrument and its in-flight performance. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014519

[4] PACS signifie Photodetector Array Camera and Spectrometer en anglais. Pour plus d’informations sur l’instrument, voir A. Poglitsch, et al., The Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) on the Herschel Space Observatory. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014535


Écriture : Mathilde Gaudel
Relecture scientifique : Maud Galametz et Maxime Trebitsch
Relecture de forme : Pierre Marrec et Eléonore Pérès

Temps de lecture : environ 15 minutes.
Thématiques : Astronomie & Astrophysique (Physique)

Publication originale : André P., et al., From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould belt survey. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014666

Grâce au télescope Hubble, les astronomes estiment que notre galaxie, la Voie lactée, héberge entre 200 et 400 milliards d’étoiles. Comment toutes ces étoiles se forment-elles et pourquoi naissent-elles en groupe ? Afin d’étudier les toutes premières étapes de la formation des étoiles et de répondre à ces questions, l’Agence Spatiale Européenne a développé le télescope spatial Herschel. En analysant les images issues de cette mission, Philippe André et ses collègues ont fait une découverte surprenante qui les a conduit à réviser le scénario de formation des étoiles établi auparavant.

Comment naît une étoile ?

Les étoiles se forment dans d’immenses réservoirs de gaz et de poussières [*], appelés nuages moléculaires (Figure 1). Les astronomes les qualifient ainsi à cause du gaz moléculaire (composé principalement de dihydrogène, de monoxyde de carbone et d’hélium) qui représente la plus grande partie de la masse de ces nuages. Dans les parties les plus denses de ces nuages, des noyaux de gaz se forment : il s’agit de cœurs pré-stellaires. Lorsqu’ils se contractent, un ou plusieurs embryons stellaires se forment alors au centre d’une enveloppe composée de la matière du cœur parent originel : c’est la phase proto-stellaire. L’embryon grossit ensuite en captant progressivement une grande partie de la matière qui l’entoure. C’est durant cette phase d’accrétion que l’étoile acquiert sa masse d’étoile adulte. Plus l’embryon grossit, plus sa température interne augmente sous la pression du gaz, lui permettant d’atteindre des températures internes de quelques millions de kelvin qui vont amorcer les réactions de fusion nucléaire. À partir de ce moment, l’embryon obtient le statut officiel d’étoile, comme notre Soleil. 

Ce schéma de la formation des étoiles semblables à notre Soleil a été construit empiriquement par les astronomes à partir d’observations d’étoiles en formation à différents stades d’évolution. Les mécanismes physiques qui permettent de relier les différentes étapes restent encore mal compris. Par exemple, ce scénario ne permet pas d’expliquer la formation d’étoiles dites massives, c’est-à-dire des étoiles de plus de 8 fois la masse du Soleil, ou l’origine de la rotation des étoiles et des planètes qui composent son système.

Figure 1. Deux images différentes obtenues par le télescope Hubble de la nébuleuse du Lagon, une région active de formation d’étoiles situés à 4 000 années-lumière de la Terre. À gauche, les observations dans le domaine du visible (0,4-0,8 μm) mettent en évidence un immense nuage de gaz et de poussière avec des régions plus ou moins denses. Une jeune étoile en formation 32 fois plus massive que le Soleil éclaire le centre de la région. À droite, les observations en infrarouge proche (0,8-2,5 μm) permettent d’observer à l’intérieur du nuage et de mettre en évidence les nombreuses étoiles qui y sont enfouies. La partie du nuage proche de l’étoile massive en formation reste cependant encore opaque. Ces images sont des images composites où plusieurs observations, à différentes longueurs d’onde, ont été assemblées ensemble en fausses couleurs. Les images font environ 4 années-lumières de largeur. Crédits : © NASA/ESA/STScI avec l’aimable autorisation de l’ESA. 

Des fratries révélées par le télescope Hubble

En avril 1990, la NASA lançait le télescope spatial Hubble [1] (Figure 2) pour étudier l’univers dans son ensemble : l’expansion de l’univers, la présence de trou noir au centre des galaxies, les planètes à l’intérieur et à l’extérieur du Système Solaire, etc. Grâce aux millions d’images prises pendant cette mission, les astronomes estiment que notre galaxie héberge entre 200 et 400 milliards d’étoiles et que la plupart d’entre elles forment des groupes parfois très peuplés (Figure 1). Cette mission spatiale a ainsi soulevé une question : pourquoi les étoiles naissent-elles en fratrie ? Le scénario de la formation des étoiles décrit ci-dessus ne permet pas de l’expliquer. Les astronomes s’interrogent notamment sur le mécanisme physique qui pourrait répondre à cette question lors du passage du stade des nuages moléculaires au stade des cœurs pré-stellaires. Ils développent alors une nouvelle mission spatiale capable d’aller observer les toutes premières étapes de la formation des étoiles.

Figure 2. Photographie du télescope Hubble prise en mai 2009. On voit les panneaux solaires de part et d’autre du télescope, dont le but est de produire suffisamment d’énergie pour que tous les instruments scientifiques à bord fonctionnent simultanément. On remarque également en blanc le clapet d’ouverture du télescope qui peut se fermer pour protéger les instruments de la lumière directe du Soleil. Au-dessus et en-dessous du télescope, deux antennes de télécommunication permettent de transmettre les images et les données collectées à la Terre en les convertissant en ondes radio. Crédit image : NASA

L’Observatoire spatial Herschel

Les cœurs pré-stellaires et les jeunes embryons d’étoiles sont masqués par les nuages denses de gaz et de poussière dans lesquels ils sont enfouis : ils sont donc invisibles dans le domaine du visible, c’est-à-dire aux longueurs d’onde que notre œil est capable de percevoir (Figure 1). Plus un corps isolé est dense, plus la pression est grande et donc plus ce corps est chaud. Or, plus un corps est chaud, plus son énergie lumineuse est importante dans les petites longueurs d’onde, c’est-à-dire dans les domaines du visible et de l’ultraviolet.

Les cœurs pré-stellaires et les jeunes embryons d’étoiles sont des objets peu denses et très froids (environ 10 K) en comparaison des étoiles comme notre Soleil (quelques millions de kelvin). Leur énergie lumineuse est donc maximale dans l’infrarouge lointain, c’est-à-dire aux longueurs d’onde entre 50 µm et 1 000 µm. L’observatoire Hubble observe seulement une petite fraction de l’infrarouge entre 0,8 et 2,5 μm, ce qui ne permet pas de correctement observer les toutes premières étapes de la formation des étoiles (Figure 1). Pour pouvoir le faire, il a donc fallu construire un satellite possédant des détecteurs de lumière infrarouge adéquats pour sonder au plus profond des nuages moléculaires. 

Ainsi, l’Agence Spatiale Européenne (ESA) a lancé en mai 2009 la mission spatiale Herschel [2] (Figure 3), du nom du physicien William Herschel qui a découvert la lumière infrarouge en 1800. L’un des buts de cette mission était de cartographier de grandes zones du ciel contenant les régions de formation d’étoiles afin de réaliser une étude démographique des étoiles en formation dans la Voie Lactée, de leur gestation à leur naissance.

Figure 3. Vue d’artiste du satellite Herschel faite en 2016. Deux miroirs, un grand concave et parabolique et un miroir plus petit à l’extrémité des tiges permettent de diriger la lumière à l’intérieur de la bonbonne noire contenant les instruments scientifiques. Crédit : © ESA avec l’aimable autorisation de l’ESA. 

Un des projets clés de la mission Herschel s’est notamment concentré sur la Ceinture de Gould, un anneau morcelé d’étoiles d’environ 3 000 années-lumière de diamètre et incliné d’environ 16 à 20 degrés par rapport au plan galactique (Figure 4). Ce projet, appelé Relevé de la Ceinture de Gould, consiste à cartographier les nuages moléculaires de la Ceinture de Gould les plus proches de nous, c’est-à-dire à une distance de moins de 1 500 années-lumière, grâce aux deux caméras infrarouges SPIRE [3] et PACS [4] du satellite Herschel. Ces caméras captent la lumière infrarouge lointaine à différentes longueurs d’onde, 250-500 μm pour SPIRE et 70 et 100-160 μm pour PACS. L’utilisation de ces deux caméras permet de faire la connexion physique entre les nuages observés par SPIRE qui sont encore plus froids que les coeurs pré-stellaires et les jeunes embryons d’étoiles observés par PACS.

Figure 4. Représentation des nuages moléculaires de la Ceinture de Gould. La ceinture de Gould est représentée par l’anneau bleu qui est incliné par rapport au plan galactique. Le Soleil et la Terre se situent au centre du cercle du plan. Le centre de la Voie Lactée se situe, quant à lui, hors de l’image dans la direction du coin inférieur gauche. Les régions de formation d’étoiles sont dessinées avec des tailles proportionnelles à leur masse. Crédit : avec l’aimable autorisation de J. Kirk.

La surprenante découverte d’un réseau de filaments

À l’arrivée des images du Relevé de la Ceinture de Gould de la mission Herschel, Philippe André et ses collègues se sont intéressés à deux nuages moléculaires en particulier, Aquila et Polaris (Figure 4). Ils ont alors fait une découverte surprenante : ces deux nuages sont structurés par un réseau filamentaire complexe et étendu (Figure 5). Ils ont également remarqué que de nombreuses sur-densités ponctuelles semblent peupler ces filaments. Ces sur-densités pourraient être en fait des étoiles en formation, ce qui ferait alors des filaments le lieu de naissance privilégié des étoiles.

Figure 5. Images des régions Aquila, à gauche, et Polaris, à droite, obtenues par le satellite Herschel montrant un réseau complexe de filaments à l’intérieur des nuages. Ces images sont des images composites où des observations à différentes longueurs d’onde ont été assemblées en fausses couleurs. Pour Aquila, les observations SPIRE à 500 μm (en rouge) et PACS à 70 μm (en bleu) et 160 μm (en vert) ont été utilisées. Pour Polaris, les observations SPIRE à 250 μm (en orange clair), 300 μm (en orange foncé) et 500 μm (en marron). Crédit Aquila : © ESA/Herschel/SPIRE/PACS/Ph. André (CEA Saclay) for the ‘Gould Belt survey’ Key Programme Consortium ; crédit Polaris : © ESA and the SPIRE & PACS consortia, Ph. André (CEA Saclay) for the Gould’s Belt Survey Key Programme Consortium, et A. Abergel (IAS Orsay) for the Evolution of Interstellar Dust Key Programme Consortium ; avec l’aimable autorisation de l’ESA.

Identification de la nature des étoiles

Afin de vérifier cette hypothèse, l’équipe a d’abord extrait les sur-densités ponctuelles du réseau filamentaire qui les entoure en utilisant un algorithme [5] de traitement d’image multi-échelles et multi-longueurs d’onde développé spécialement pour analyser les images Herschel. Cet algorithme permet notamment de déterminer numériquement les dimensions de ces sources ponctuelles. Ainsi, ils ont extrait respectivement 541 et 302 sources ponctuelles de divers rayons dans les régions d’Aquila et de Polaris (Figures 7 et 8).

Dans un second temps, les astronomes se sont intéressés à la nature de ces sources ponctuelles en déterminant leurs différentes propriétés physiques. Grâce aux différentes longueurs d’onde couvertes par le satellite Herschel, les astronomes ont pu déterminer la quantité d’énergie émise par chaque source ponctuelle en fonction de la longueur d’onde observée. Le profil de cette distribution d’énergie, de manière similaire à ceux de la Figure 6, dépend de la température de la source ponctuelle et de sa capacité à émettre son propre rayonnement. Les chercheurs ont ainsi déduit ces deux caractéristiques pour chaque source ponctuelle et calculé la quantité de matière que la source ponctuelle possède et donc, en supposant que la source est une sphère parfaite, sa masse.

Figure 6. Distribution de l’énergie lumineuse (= densité spectrale d’énergie) théorique d’une étoile en fonction de la longueur d’onde. Le maximum de la distribution d’énergie lumineuse dépend de la température du corps. Plus un corps est chaud, plus sa distribution atteint son maximum dans les petites longueurs d’onde. Dans cette figure, les longueurs d’onde correspondent aux domaines de l’ultraviolet (<0,4 μm), du visible (0,4-0,8 μm) et de l’infrarouge proche (0,8-2 μm). Il est à noter que les cœurs pré-stellaires et les jeunes embryons d’étoiles sont des objets très froids en comparaison avec les étoiles comme notre Soleil, leur maximum d’émission est donc à des longueurs plus grandes, dans l’infrarouge lointain (50-1 000 µm). Crédit : Lelivrescolaire.fr/CC BY-NC-SA.

En théorie, les cœurs pré-stellaires et les proto-étoiles sont gravitationnellement liés, c’est-à-dire que la gravitation domine la matière qui compose la structure : elle ne peut donc plus se disperser vers l’extérieur. Ainsi, les objets sont soit stables, soit en train de s’effondrer gravitationnellement, comme lorsque les cœurs pré-stellaires se transforment en proto-étoiles. Grâce à la masse et au rayon des sources, les astronomes ont vérifié si les sources ponctuelles étaient bien soutenues par leur gravitation. Pour un rayon donné, lorsqu’un corps sphérique possède une masse qui dépasse une certaine masse critique, appelée masse de Bonnor–Ebert, la gravitation devient tellement forte que le corps s’effondre inévitablement sur lui-même pour former un ou plusieurs objets plus petits et plus denses. À partir de la température théorique minimum et maximum attendue pour des cœurs pré-stellaires et proto-stellaires (entre 7 et 20 K), les astronomes ont calculé la masse Bonnor–Ebert minimum et maximum pour différents rayons (Figure 7). 

Pour la région Polaris, toutes les sources ponctuelles ont des masses plus faibles que la masse Bonnor–Ebert minimum, ce qui indique que ces sources ne seraient pas gravitationnellement liées. Pour cette région, les sources extraites ne peuvent donc pas être des coeurs pré-stellaires ou des proto-étoiles (Figure 7). Pour la région d’Aquila, 341 des 541 sources ponctuelles extraites ont des masses supérieures à la masse Bonnor–Ebert minimum. Ces sources sont donc gravitationnellement liées et susceptibles de s’effondrer ou s’effondrent déjà sur elles-mêmes. Cependant, à ce stade, il est impossible de distinguer les cœurs pré-stellaires des proto-étoiles.

Figure 7. Distribution en masse et rayon des sources ponctuelles extraites dans la région Aquila, à gauche, et Polaris, à droite. Les sources ponctuelles sont représentées par des triangles bleus. Le deux droites noires correspondent aux masses Bonnor–Ebert minimum et maximum estimées à plusieurs rayons pour des températures de 7 et 20 K respectivement. La masse est donnée en masse solaire et le rayon est en parsec (1 parsec = 3,3 années-lumière). Image créée à partir des données de la publication originale.

Pour distinguer les cœurs pré-stellaires des proto-étoiles dans la région d’Aquila, les chercheurs ont utilisés les images PACS à 70 μm. Les jeunes embryons stellaires, qui vont se former dans l’enveloppe composée de la matière du cœur pré-stellaire, chauffent la matière qui les entoure. Les proto-étoiles sont donc un peu plus chaudes que les cœurs pré-stellaires et émettent de la lumière à des longueurs d’ondes plus petites dans l’infrarouge lointain que les cœurs pré-stellaires. La présence de structures visibles dans les images PACS à 70 μm sont donc le signe de la présence d’un ou plusieurs embryons stellaires enfouis dans la source ponctuelle. À partir de ce critère, les astronomes identifient entre 45 et 60 jeunes proto-étoiles dans la région Aquila (Figure 8). Cette technique permet de déterminer une estimation de proto-étoiles potentielles. D’autres indices indirects de la présence d’un embryon d’étoile sont généralement utilisés comme complément pour affiner ce nombre, mais ils ne sont pas accessibles à partir des images Herschel seules.

Les filaments super-critiques : des régions actives de formation d’étoiles

Au-delà des informations récoltées de façon individuelle sur les sources ponctuelles, les images Herschel aux différentes longueurs d’onde ont permis aux chercheurs de déterminer la quantité de matière du réseau filamentaire. Ils remarquent que les cœurs pré-stellaires et les proto-étoiles identifiées dans la région d’Aquila reposent dans des filaments très denses (Figure 8). En comparaison, la région Polaris, qui n’héberge aucun cœur pré-stellaire ni aucune proto-étoile, est constituée de filaments plus ténus. La quantité de matière initiale présente dans les filaments semble donc jouer un rôle fondamental dans la possibilité de former des étoiles. Pour vérifier cette hypothèse, Philippe André et ses collègues ont calculé la masse linéique, c’est-à-dire la masse par unité de longueur des filaments. Au-dessus d’une masse linéique critique, le filament est tellement dense qu’il devient instable et se fragmente sous l’effet de la gravitation pour former des cœurs pré-stellaires, telles des perles le long d’un collier. Plus de 60 % des cœurs pré-stellaires identifiés dans la région Aquila se situent dans des filaments très instables, appelés filaments super-critiques (Figure 8). On remarque également sur la Figure 8 que tous les filaments super-critiques hébergent des cœurs pré-stellaires et des proto-étoiles. Ce sont donc des régions actives de formation d’étoiles. En comparaison, la région Polaris ne présente aucun filament super-critique, ce qui explique l’absence de cœurs pré-stellaires.

Figure 8. Cartes de la quantité de dihydrogène dans les régions Aquila, à gauche, et Polaris, à droite dont l’échelle est donnée au dessus de chaque carte. Les cartes de quantité de matière sont équivalentes à des cartes de masse linéique des filaments, dont l’échelle est donnée à gauche de chaque carte. Les filaments super-critiques sont donc visibles en blanc. Les cœurs pré-stellaires identifiés dans la région Aquila sont représentés sur la carte par des triangles bleus tandis que les proto-étoiles sont représentées par des étoiles vertes. Image tirée et traduite de la publication originale avec l’aimable permission de l’éditeur.

Une révision du scénario de la formation des étoiles

Un nouveau scénario pour la formation des étoiles émerge à partir de ces résultats du Relevé de la Ceinture de Gould de la mission Herschel. Les nuages moléculaires sont organisés en réseaux de filaments. Ces filaments seraient relativement diffus au moment de leur formation puis deviendraient de plus en plus denses. Au-delà de la masse linéique critique, les filaments se fragmenteraient en série de cœurs pré-stellaires, qui s’effondreraient ensuite à leur tour pour former des proto-étoiles. 

Ce scénario progressif permet notamment d’expliquer la présence d’un réseau filamentaire dans la région Polaris sans étoiles en formation à l’intérieur, car les filaments seraient encore jeunes (Figures 5 et 8). Il permet également d’expliquer pourquoi les étoiles naissent généralement en fratrie et ont tendance à former des groupes d’étoiles dans les nuages moléculaires. 

L’Observatoire spatial Herschel a ainsi permis de faire un pas majeur en mettant en évidence une nouvelle étape dans le scénario de la formation des étoiles. Ces résultats soulèvent de nouvelles questions, notamment sur le mécanisme physique responsable de la formation des filaments eux-mêmes et son rôle dans la formation des étoiles, comme par exemple son influence sur la rotation des étoiles et des planètes, mais aussi sur l’accrétion de la matière par les embryons stellaires : les filaments pourraient alimenter directement les enveloppes entourant les embryons, leur permettant de capter davantage de matière. Cependant, ce scénario basé sur les filaments observés dans la Ceinture de Gould ne permet pas d’expliquer la naissance des étoiles massives, c’est-à-dire des étoiles de plus de 8 fois la masse du Soleil, qui nécessite des apports de masse encore plus importants. Ces grandes inconnues restent à explorer par de prochaines missions spatiales ou en utilisant les télescopes terrestres actuels et en développement.

Note : l’autrice de ce papier-mâché a travaillé en collaboration avec des auteurs de la publication initiale. Cette collaboration ne concerne pas cette publication.


[*] Par poussière, on désigne de très petits grains de quelques nanomètres à quelques micromètres, bien plus petits que les poussières que l’on trouve dans nos maisons qui sont d’environ 200 μm.


[1] Voir le site du télescope Hubble pour plus d’informations (en anglais).

[2] Voir le site de la mission Herschel pour plus d’informations.

[3] SPIRE signifie Spectral and Photometric Imaging REceiver en anglais. Pour plus d’informations sur l’instrument, voir M.J. Griffin, et al., The Herschel-SPIRE instrument and its in-flight performance. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014519

[4] PACS signifie Photodetector Array Camera and Spectrometer en anglais. Pour plus d’informations sur l’instrument, voir A. Poglitsch, et al., The Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) on the Herschel Space Observatory. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014535

[5] L’algorithme est nommé getsources et est décrit dans la publication de A. Men’shchikov, et al., Filamentary structures and compact objects in the Aquila and Polaris clouds observed by Herschel. Astronomy & Astrophysics, 2010. DOI : 10.1051/0004-6361/201014668


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