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Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

  1. curiossss

    Date d'inscription
    décembre 2017
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    Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Bonjour,

    Je me posais la question : pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas sous l'effet de la gravitation ?

    Dans une galaxie spirale il y a la vitesse de rotation qui compense la gravitation, les étoiles sont en orbite. Ok. Mais dans une nébuleule ?
    Dans une nébuleuse, même si elle tournait comme une toupie, il y aurait toujours les étoiles proches de l'axe qui n'auraient presque pas de vitesse tangentielle... rien ne les empêcherait alors de s'effondrer vers le centre...?

    A moins qu'elles le fassent mais avec très peu de probabilités de percuter une autre étoile et repartent dans l'autre sens.... C'est ça ?

    Merci.

    -----

    Dernière modification par curiossss ; 12/01/2018 à 13h22.
     


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  2. Gilgamesh

    Date d'inscription
    janvier 2003
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    De quelle nébuleuse parle-tu ? C'est un terme générique. Il en existe de toutes sortes.
    Parcours Etranges
     

  3. curiossss

    Date d'inscription
    décembre 2017
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    60

    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Les nébuleuses en général.... Je pense à celle de forme plus ou moins sphérique...
     

  4. Gilgamesh

    Date d'inscription
    janvier 2003
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Citation Envoyé par curiossss Voir le message
    Les nébuleuses en général.... Je pense à celle de forme plus ou moins sphérique...
    Nébuleuse désigne simplement une apparence visuelle : un tâche laiteuse à l’œilleton du télescope... Si je te pose la question c'est que cette désignation recouvre des réalités extrêmement diverses. Ce n'est pas un concept unifié astrophysiquement pertinent.

    Par rapport à ta question, certaines sont ultra-chaudes (~106 K) et en expansion violente (~106 m/s) : les rémanents de supernova, d'autres ultra-froide (~ 100 K) et poussiéreuses qui s'effondre de place en place pour former des étoiles, les complexes moléculaires géants.

    Bon, si on veut donner une réponse générique, si on peut quand même dire que c'est la pression qui contrecarre l'effondrement.
    Dernière modification par Gilgamesh ; 12/01/2018 à 14h38.
    Parcours Etranges
     

  5. curiossss

    Date d'inscription
    décembre 2017
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Je comprends bien le concept : l'expansion d'un gaz léger et chaud s'oppose de lui-même à l'effondrement dû à la gravitation.

    Cela veut donc dire que les étoiles ne se forment que dans un environnement de gaz/poussières suffisemment froid ? Et que quand l'effondrement du gaz provoque un échauffement du gaz (lors de la formation d'une étoile) c'est trop tard pour que la chaleur du frottement puisse contrebalancer la gravitation car la densité est devenue trop forte (il faudra les réactions nucléaires pour arrêter l'effondrement).
    Je ne me trompe pas ?

    Juste une question : ceci a été calculé finement ou c'est juste une constatation observationnelle jointe à une explication logique ?
    Est-ce que l'expansion de l'espace ne vient pas se joindre à la température pour empêcher l'effondrement d'un gaz ? Si oui de combien elle contribue ?
    (j'aime savoir que tout a été vérifié et calculé (/ simulé informatiquement) plutôt que juste expliqué globalement, je sais je suis maniaque... mais comme on dit : le diable se cache dans les détails ^^)

    Merci.
     


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  6. Gilgamesh

    Date d'inscription
    janvier 2003
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Citation Envoyé par curiossss Voir le message
    Je comprends bien le concept : l'expansion d'un gaz léger et chaud s'oppose de lui-même à l'effondrement dû à la gravitation.

    Cela veut donc dire que les étoiles ne se forment que dans un environnement de gaz/poussières suffisemment froid ? Et que quand l'effondrement du gaz provoque un échauffement du gaz (lors de la formation d'une étoile) c'est trop tard pour que la chaleur du frottement puisse contrebalancer la gravitation car la densité est devenue trop forte (il faudra les réactions nucléaires pour arrêter l'effondrement).
    Je ne me trompe pas ?
    C'est bien ça. Une galaxie au départ c'est du gaz. Ce gaz est le produit de la nucléosynthèse primordiale : 3/4 d'hydrogène et 1/4 d'hélium + un poil d'autres éléments légers (D, Li...). A l'issue de l'âge dit obscur (puisque dépourvu d'étoiles), environ 200 Ma après le début de l'expansion, ce gaz primordial, suffisamment refroidit, va s'effondrer de place en place pour former les premières étoiles (dites de Population III) et celles-ci, probablement très massives (200 à 1000 masses solaires), vont rapidement exploser en supernovae en dispersant dans le milieu des éléments lourds, que l'on nomme collectivement "métaux" en astrophysique. Il y a là dedans de l'oxygène, du carbone, de l'azote, du silicium, du fer, etc. Ces éléments lourd vont se condenser en poussières.

    Ces poussières sont des petites condensations oblongues de quelques dixièmes de microns formées d'un noyau réfractaire de métaux (Fe essentiellement) et de silicate (SiO2 et consorts) entourés d'une gangue de matériaux volatiles (H2O essentiellement + toutes les autres glaces planétaires : CO2, CO, CH4, NH3...) sous forme de glace amorphe qui dissout une petite fraction de composés carbonés ('hydrocarbures').

    Le point important est que ces poussières forment des "radiateurs" très efficaces, c'est à dire que lorsqu'elles sont heurtées par une molécule de gaz, le choc va être inélastique, cad que l'énergie va être absorbée par la montagne d'atomes disposés en réseau cristallin que constitue la poussière et, via les vibrations du réseau, être ré-émise dans l'infra-rouge. Un nuage poussiéreux va donc rayonner efficacement. De la sorte, il va se refroidir. Il se condense, ce qui améliore encore l'efficacité des processus radiatifs. Le gaz galactique pour l'essentiel est "tiède" (~ 104 K) c'est à dire grosso modo en équilibre thermique avec le rayonnement des étoiles. En devenant poussiéreux sa température peut être divisée par 1000 pour atteindre 10 K. A cette température, il devient localement instable, c'est à dire que sa pression devient insuffisante pour contrer la force de gravité et il va précipiter pour former des étoiles, de toutes masses.

    Formation des étoiles

    Instabilité du nuage : la masse de Jeans

    Plus le milieu est froid, plus il va former d'étoile (d'autant moins massive, et nombreuse que le milieu est froid). Pour comprendre ça, partons d'un grand nuage de gaz (rayon R supérieur à l'année lumière) et regardons ce qui se passe pour un atome d'hydrogène à sa surface.

    Il a une certaine température T, donc une certaine vitesse Vt, pour vitesse "thermique".



    où :
    k est la cte de Boltzmann (1,6e-23)
    m la masse de l'atome d'hydrogène.

    Cette vitesse aurait tendance à le mener à l'infini sauf qu'il est dans un puits de gravité. Il est attiré par le centre du nuage, du fait de la masse de l'ensemble.

    Par hypothèse, si cet atome n'a pas quitté le nuage, c'est que Vt ne dépasse pas la vitesse de libération, ou vitesse d'échappement Ve




    Les conditions d'équilibres s'écrivent donc :



    La masse M attractive est égale au produit du volume par sa densité :



    En supposant le nuage grosso modo sphérique, le V le volume se calcule simplement :



    la masse volumique quand à elle est proportionnelle au nombre de particules par cm3.

    En remplaçant les termes qu'il faut tu obtiens que la masse d'équilibre, dite "masse de Jeans", s'écrit :



    (K une cte ad hoc)

    Numériquement :



    avec T en Kelvin et n le nombre d'atomes d'hydrogène (proton) par cm3.

    Autrement dit, si tu prend un nuage et que tu augmentes sa densité ou plus simple que tu diminues sa température, tu fais passer sa masse sous Mj et la force de gravité l'emportent sur la force d'agitation thermique.

    Pour un nuage normal, de température comprise entre 10 et 100 K, et de densité autour de 103 atomes par cm3, on obtient une masse de Jeans de l’ordre de 105 M et de diamètre de l'ordre de 10 pc. Cette masse est très supérieure, au minimum d'un facteur mille, à la masse d’une étoile. L’effondrement d’un nuage de ce genre ne produit directement une étoile, on va avoir un processus de fragmentation, qu'on examinera dans la suite.

    Chute libre du gaz vers le centre : temps caractéristique

    L'effondrement commencé, on va continuer de suivre notre atome d'hydrogène de masse m, située à la surface de l’objet, dans sa chute vers le centre du nuage. Il subit une accélération de la pesanteur qui s'exprime comme :



    Pour simplifier on va la considérer constante. Pour se rapprocher du centre d’une distance Δr, la particule mettra un temps τ tel que :



    On définit le temps caractéristique de chute libre comme celui qui divise le rayon de l’objet par 2 : Δr = R/2. Soit :



    d’où :



    En reprenant les données précédentes on trouve une durée caractéristique τ~ 1,5 Ma

    Fragmentation

    La durée de l’effondrement est beaucoup plus longue que le temps de transfert de l’énergie. La chaleur produite au centre où se forme la protoétoile se propage à l’extérieur en une centaine d’années, alors que l’effondrement du nuage dure des millions d’années. La température a largement le temps de s'uniformiser et on peut considérer dans un premier temps que le nuage est isotherme. De ce fait, on un nuage de densité croissante et de température uniforme, ce qui fait que la masse de Jeans diminue. Chaque masse de Jeans connait un effondrement séparé et le nuage se fragmente.

    Jusqu'au moment où le densité devient assez élevée pour que l'opacité du gaz et des poussières bloque le rayonnement. On peut considérer qu'un nuage de densité initiale 1000 cm-3 devient opaque lorsque sa densité a augmenté d'un facteur 100. La contraction va maintenant se faire sans échange d’énergie avec l’extérieur, on est passé en régime adiabatique. La masse de Jeans augmente lors de la contraction, le nuage ne peut plus se fragmenter, il va maintenant ne former qu'une seul étoile. Le seuil de partage entre le régime isotherme et adiabatique, commandé par l'opacité, va déterminer la masse initiale de l'étoile en formation. Le calcul montre que la masse de Jeans la plus petite possible est de l’ordre de la masse du Soleil. Il y aura d'autre pertes en chemin qui vont faire que la plupart des étoiles ont une masse moins élevée. En reprenant les éléments de calcul ci dessus, on calcule que le passage isotherme > adiabatique prend environ 0,14 Ma.

    Applatissement

    En plus de se réchauffer le nuage va tournoyer de plus en plus rapidement, par conservation du moment de rotation. Le moment de rotation est le produit de la masse M par le rayon R et par la vitesse angulaire ω. Lors que R diminue à masse constante, ω augmente. Au sein de cette sphère en rotation, la gravité est la même en tous les points de la sphère, puisque c’est la quantité de matière située au-dessous (plus près du centre) qui seule compte. Par contre, la force centrifuge varie en fonction de la distance à l’axe de rotation : elle est nulle sur l’axe et maximale à l’équateur. La force subie par une particule est la résultante de ces deux forces : la particule aurait tendance à tomber vers le centre du disque, mais la force centrifuge l’en écarte un peu vers l’extérieur. Au bout du compte, la particule va se diriger en spirale vers le disque équatorial. Le nuage s’aplatit et forme un grand disque de matière en rotation, avec une forte condensation centrale, la protoétoile.

    Le moment d'ensemble du système n'est que partiellement conservé. S'il l'était complètement, les particules ne pourraient pas parvenir à se rassembler au centre pour former la protoétoile, qui regroupe plus de 99% de la masse du système. On observe sur de nombreux système en formation, un mécanisme de d'éjection de matière bipolaire, le long de l'axe de rotation du système (voir: objet de Herbig–Haro). Ce mécanisme complexe fait intervenir probablement le champ magnétique de la jeune étoile dans un milieu ionisé. On pense que ces jets contribuent à évacuer le moment de rotation du système, ce qui lui permet de poursuivre son effondrement.


    Trajet de Hayashi
    La température de la protoétoile est très élevée du fait de la contraction gravitationnelle, et l’énergie potentielle libérée par les atomes dans leur chute vers le centre se transforme en chaleur. C'est pour l'instant la seule source d'énergie de l'étoile. L'évolution en température et luminosité de la protoétoile jusqu'à son ignition définit ce qu'on appelle son trajet de Hayashi. Les courbes de la luminosité en fonction de la luminosité est quasi verticales : la luminosité d'abord très élevée diminue à température constante. L'étoile se contracte. Sa densité augmente, et avec elle sa température centrale.

    Quand la température centrale permet l'ignition de l'hydrogène, le dégagement d'énergie stabilise son rayon. L'étoile a maintenant atteint sa séquence principale où elle va passer la majeure partie de son existence.
    Parcours Etranges
     

  7. curiossss

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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Wow, merci Gilgamesh, c'est exactement ainsi que j'aime les explications, plutôt que directement les conclusions
    J'ai particulièrement aimé le chapitre fragmentation.

    Si on veut prendre en compte la dilatation de l'espace dans cette boule de gas primordiale, il faut considérer une vitesse de libération plus faible. Ca va impacter la Masse de Jeans, probablement peu sinon on s'en serait déjà rendu compte... mais ce serait intéressant à faire

    Idem pour le temps caractéristique de l'effondrement d'une particule vers le centre.

    On peut aussi s'amuser à faire un calcul inverse : à partir de quelle vitesse d'expansion de l'espace il deviendrait impossible pour un nuage de gas de s'effondrer (pour une température et une densité donnée).

    Merci
     

  8. Gilgamesh

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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    A l'échelle de quelques années lumière, qui est la dimension pertinente à considérer pour la formation stellaire, l'effet de l'expansion est insignifiant, même dans le jeune univers. Cela ne joue qu'à l'échelle de l'amas de galaxie.
    Parcours Etranges
     

  9. curiossss

    Date d'inscription
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Je me demande si le nuage d'Oort n'est pas un vestige d"objet de Herbig–Haro" lors de la formation de notre soleil. Les masses correspondent si on tient compte que, depuis, une partie est retombée vers le soleil et les planètes...
    Dernière modification par curiossss ; 13/01/2018 à 13h57.
     

  10. Gilgamesh

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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Les objets HH sont associés à des jets polaires, ce n'est pas bien compatible pour commencer avec la forme du nuage de Oort, qu'on postule sphérique.
    Parcours Etranges
     

  11. curiossss

    Date d'inscription
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Mais si des poussières restent dans la sphère d'attraction du soleil elles finiront par se mettre en orbite lente ok mais ça va les éparpiller.
    En quelques milliards d'années le nuage a le temps de s'uniformiser et occuper toute la place (volume) possible en fonction de son énergie potentielle d'où sa forme sphérique, non ?
    Dernière modification par curiossss ; 13/01/2018 à 20h17.
     

  12. Gilgamesh

    Date d'inscription
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    Re : Pourquoi les nébuleuses ne s'effondrent pas ?

    Citation Envoyé par curiossss Voir le message
    Mais si des poussières restent dans la sphère d'attraction du soleil elles finiront par se mettre en orbite lente ok mais ça va les éparpiller.
    En quelques milliards d'années le nuage a le temps de s'uniformiser et occuper toute la place (volume) possible en fonction de son énergie potentielle d'où sa forme sphérique, non ?
    Les vitesses mesurées dans les jets observés dépassent la centaine de km/s on est bien au delà de la vitesse de libération du système. Il n'y a aucune chance d'y trouver l'origine du nuage de Oort.
    Parcours Etranges
     


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