Nous allons maintenant considérer l'un des nuages obtenus au bout de la fragmentation, et voir comment il se transforme en protoétoile. Au cours de cette étape, le rayon de l'objet passe d'une centaine d'unités astronomiques, à 1/4 d'UA seulement.

Un dessin d'une proto-étoile.

Au début, la contraction du nuage est homologue : toutes les couches se contractent de la même façon. Mais la masse volumique augmente plus vite au centre, et l'opacité y augmente significativement. L'énergie qui y est dégagée ne peut plus s'en échapper, et participe donc à une augmentation de la température. La pression qui en découle va progressivement ralentir puis bloquer la chute libre à partir du centre.

Le centre de la protoétoile se trouve maintenant en équilibre thermique. Il est presque en équilibre mécanique : sa contraction continue, mais à faible vitesse, bien plus petite que la vitesse de chute libre.

Le reste du nuage est encore en chute libre : il se précipite donc sur le cœur, à une vitesse qui dépasse la vitesse du son dans ce milieu dilué. La matière qui tombe produit donc une onde de choc, dans laquelle se dégage son énergie cinétique.

Nous allons maintenant étudier ce qui se passe dans le cœur. Sa contraction continue lentement, puisqu'elle est limitée par la pression. La pression est produite par la température, qui est maintenue par l'opacité du milieu.

A quoi est due l'opacité ? Pour le savoir, il faut examiner la composition du nuage. Il est constitué essentiellement d'hydrogène moléculaire (∼75% ), et d'hélium (∼25%). Dans ce gaz flottent des poussières. A basse température, ce sont les poussières qui constituent la principale source d'opacité : elles absorbent le rayonnement infrarouge, et font monter la température. Celle-ci produit une pression croissante, qui freine puis stoppe presque la contraction du cœur. Celui-ci se trouve alors en équilibre hydrostatique, mais pas en équilibre mécanique : la contraction se poursuit très lentement, en libérant toujours de l'énergie gravitationnelle.

Lorsque la température centrale atteint les 1.000 K, les poussières commencent à s'évaporer. Cette dissociation des atomes qui les constituent absorbe de l'énergie. La température ne monte plus, la pression n'augmente plus, alors la gravité l'emporte et la contraction du cœur reprend.

Lorsque toutes les poussières sont évaporées, ce mécanisme ne joue plus, et la température reprend son ascension. Avec elle, la pression augmente, et la contraction est à nouveau freinée. Est-ce définitif ?

Non, car la température augmente toujours et va bientôt atteindre les 1.800 K. A ce niveau-là, les molécules d'hydrogène vont se briser, et donner de l'hydrogène atomique. Tout comme l'évaporation des poussières, la brisure des molécules d'hydrogène absorbe de l'énergie. Et le même enchaînement se reproduit : la température stagne, la pression aussi, la gravité l'emporte, la contraction reprend sans augmentation de température.

Ceci dure jusqu'à ce que tout l'hydrogène soit sous forme atomique. Alors, la température reprend sa montée, entraîne la pression, et la contraction s'arrête.

Il y a encore un palier, du même genre, lorsqu'on atteint la tempéraure d'ionisation de l'hydrogène, de l'ordre de 10.000 K. Celle-ci consomme de l'énergie, et produit les mêmes phénomènes : la contraction reprend.

Elle s'arrête encore lorsque tout l'hydrogène est ionisé.

Puis on atteint la température d'ionisation de l'hélium... C'est le dernier palier de température, avec une contraction rapide du cœur. La température du cœur est maintenant de l'ordre de 100.000 K. Le gaz est totalement ionisé. L'équilibre hydrostatique est définitivement acquis, et la contraction se pousuivra à un rythme très faible, qui continue de fournir l'énergie que la nouvelle protoétoile rayonne. Le cœur de la protoétoile est totalement ionisé ; il est constitué de plasma. Autour, se trouve un nuage d'hydrogène toujours en chute libre, qui la cache aux regards (difficultés d'observation), et qui continue d'augmenter la masse.

Une proto-étoile est caractérisée par ses jets de matière aux pôles.

Le cœur ne fait plus qu'un quart d'unité astronomique de rayon.

Le schéma ci-dessous résume ces étapes. Deux courbes y sont tracées :

• la température (en bleu) qui est croissante et présente des paliers ;

• le rayon de l'étoile (en rouge) qui décroît. Remarquez que lorsque la température présente un palier, le rayon décroît plus rapidement, puisque la pression reste stable.

Luminosité

On remarque que le nuage produit beaucoup d'énergie gravitationnelle. Or celle-ci est la plus rentable énergétiquement : pour comparer le rendement de deux sources d'énergie, on se base sur l'équivalence avec la masse par la célèbre équation d'Einstein E = mc². Connaissant l'énergie produite, on en déduit l'équivalent en masse. Puis on calcule sa valeur en pourcentage par rapport à la masse qui a produit l'énergie considérée.

Pour l'énergie chimique, le résultat est très faible, de l'ordre d'un millième de pourcent. Pour l'énergie nucléaire de fusion de l'hydrogène, moteur principal des étoiles, on trouve 0,7%. Mais pour l'énergie gravitationnelle, on atteint les 50% ! (ceci dans un cas limite, rarement atteint, mais tout de même...).

On conçoit de ce fait que la contraction du nuage fournisse énormément d'énergie. Dans toute la phase initiale d'effondrement du gros nuage, la température est très basse (10 K), et l'énergie est rayonnée à très grande longueur d'onde (ondes radio millimétriques). A mesure que l'opacité - et donc la température - augmente, la longueur d'onde du rayonnement diminue. Lorsque la contraction est presque arrêtée, la température superficielle de l'objet est de l'ordre de 2.000 K, et il brille fortement en infrarouge, et un peu dans le visible.

Convection

La température centrale de la protoétoile reste basse : les 100.000 K sont très inférieurs à la température nécessaire pour la fusion de l'hydrogène !

A une telle température, et une densité déjà élevée, l'opacité est très forte. L'opacité, au-dessus de la température d'ionisation de l'hélium (∼100.000 K) est de la forme :

κ = κ0 ρ / T^3,5

L'opacité κ varie inversement à la température, et un peu plus vite que le cube de celle-ci. La valeur κ0 ne dépend que de la masse volumique. Sans chercher à déduire une valeur, nous admettrons que l'opacité est forte à la température atteinte par la protoétoile.

L'énergie produite au centre de l'étoile y reste donc piégée, tout au moins n'est-elle pas suffisamment évacuée par la radiation. Alors, la température monte... et la pression aussi. Le gaz se dilate, et par la poussée d'Archimède se met à monter. La convection s'amorce. L'énergie accumulée par cette bulle est transportée plus haut, en direction de la surface de la protoétoile. Là, elle est évacuée par radiation vers l'espace, car les régions superficielles sont beaucoup plus transparentes. Et la bulle va se refroidir, se contracter, et redescendre...

Tout le cœur de la protoétoile est convectif... La convection est un mécanisme très efficace de dissipation de l'énergie, qui transporte une grande quantité d'énergie. Aussi, la surface de la protoétoile est-elle très brillante.

Mais elle se trouve toujours à l'intérieur d'un nuage, et donc pour le moment invisible. Il sera difficile d'observer cette protoétoile.

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