Nuages moléculaires et régions de formation stellaire

Les nuages moléculaires froids et denses sont les pouponnières d'étoiles, où la gravité l'emporte sur les forces de soutien et où le gaz s'effondre pour former de nouvelles étoiles et des systèmes planétaires.

Definition

Les nuages moléculaires sont des régions froides et denses du milieu interstellaire où l'hydrogène est majoritairement sous forme moléculaire et protégé de la lumière stellaire ; les régions de formation stellaire sont les parties de ces nuages où l'auto-gravité l'emporte sur le soutien interne et où le gaz s'effondre pour former des étoiles.

Scope

Ce sujet aborde la structure et les propriétés des nuages moléculaires géants, les relations d'échelle entre leur taille, leur largeur de raie et leur densité, les rôles de la gravité, de la turbulence et des champs magnétiques dans la régulation de l'effondrement, le critère de Jeans pour l'instabilité, et la séquence par laquelle les cœurs denses forment des protoétoiles.

Core questions

• Quelles sont les propriétés physiques et la structure des nuages moléculaires géants ?
• Quelles sont les conditions qui rendent un nuage gravitationnellement instable ?
• Comment la turbulence et les champs magnétiques régulent-ils la formation stellaire ?
• Comment un cœur dense s'effondre-t-il pour former une protoétoile ?

Key theories

Relations d'échelle de Larson

Larson a découvert que les nuages moléculaires obéissent à des relations liant leur taille, leur dispersion de vitesse interne et leur densité, ce qui suggère que la turbulence supersonique et une structure proche de l'équilibre régissent ces nuages.

Instabilité gravitationnelle et effondrement

Lorsqu'un nuage voit son auto-gravité excéder le soutien fourni par la pression thermique, la turbulence et les champs magnétiques, selon des critères tels que la masse de Jeans, il s'effondre pour former des étoiles.

Effondrement protostellaire de l'intérieur vers l'extérieur

Shu et ses collaborateurs ont décrit comment un cœur dense s'effondre de l'intérieur vers l'extérieur, formant une protoétoile centrale entourée d'un disque d'accrétion et d'une enveloppe en accrétion.

Clinical relevance

Les nuages moléculaires sont les sites immédiats de toute formation d'étoiles et de planètes ; leur compréhension relie donc le milieu interstellaire à l'origine des étoiles, des systèmes planétaires et à l'enrichissement chimique des galaxies.

History

La détection de molécules interstellaires, notamment le monoxyde de carbone au début des années 1970, a révélé que les nuages moléculaires géants constituaient le réservoir dominant de gaz dense. Les relations d'échelle de Larson (1981) et la théorie de l'effondrement de Shu (1987) ont structuré notre compréhension de la formation stellaire au sein de ces nuages, une vision ultérieurement enrichie par des études sur la turbulence et le soutien magnétique.

Key figures

• Frank Shu
• Richard Larson
• Christopher McKee
• Eve Ostriker

Seminal works

• larson1981
• shu1987
• mckee2007

Frequently asked questions

Pourquoi les étoiles se forment-elles dans les nuages moléculaires et non ailleurs ?

Les étoiles nécessitent un gaz très froid et dense pour s'effondrer sous l'effet de la gravité. Les nuages moléculaires sont les régions les plus froides et les plus denses du milieu interstellaire, protégées de la lumière stellaire perturbatrice ; ils constituent donc les seuls endroits où le gaz peut s'accumuler et s'effondrer pour former des étoiles.

Si les nuages moléculaires sont principalement composés de molécules d'hydrogène, pourquoi sont-ils étudiés à l'aide du monoxyde de carbone ?

L'hydrogène moléculaire est difficile à détecter directement car il émet peu aux températures froides des nuages. Le monoxyde de carbone, une molécule trace, rayonne facilement et trace de manière fiable l'hydrogène ; il est donc utilisé comme indicateur pour cartographier le gaz moléculaire.