La formation d'une étoile de type solaire (M* < 2 M_o), voire d'une étoile de masse intermédiaire (2 M_o < M* < 8 M_o), se déroule en trois étapes principales. La première est la phase préstellaire, au cours de laquelle un fragment auto-gravitant se condense progressivement au sein d'un nuage moléculaire puis s'effondre gravitationnellement. Vient ensuite la phase protostellaire, pendant laquelle un embryon stellaire apparaît au sein de la condensation et grossit en accrétant une grande fraction de la matière de la condensation qui l'enveloppe. Enfin, arrive la phase de « pré-séquence principale » pendant laquelle l'étoile nouvellement formée est entourée d'un disque circumstellaire et se contracte de manière quasi-statique jusqu'à amorcer les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium. L’étoile une fois formée passe par une phase dite de séquence principale, au cours de laquelle elle brûle son hydrogène. Le Soleil est dans cette phase. Grâce à l’héliosismologie, il est possible de dépasser le modèle classique et d’accéder aux paramètres dynamiques : rotation et phénomènes magnétiques. Les astrophysiciens du Dapnia se sont spécialisés depuis plusieurs années dans l'étude de ces phases, grâce notamment aux observations satellitaires d’ISO, de XMM et de SoHO, et préparent les futures observations à venir qui auront lieu à bord des satellites Herschel et Corot. Des observations récentes d’exoplanètes rendent de plus en plus fascinant la compréhension de la formation des systèmes planétaires. Cette compréhension s’enrichit par la simulation numérique et les observations de Cassini-Cirs.

Formation des étoiles

Conditions initiales des amas stellaires en formation

Des résultats ont été obtenus sur la « démographie » des condensations pré-stellaires dans les régions les plus proches formant les étoiles en amas. Les astrophysiciens du Dapnia ont recensé des condensations pré-stellaires dans  Ophiuchi, Orion B et le Serpent. Ces recensements indiquent que la distribution en masse des condensations pré-stellaires ressemble fortement à la fonction de masse initiale (IMF) des étoiles. Ce résultat est étonnant car la distribution en masse des nuages moléculaires eux-mêmes, ainsi que celle des fragments de faible densité, diffère sensiblement de l'IMF. Cela renforce l'idée que les condensations pré-stellaires identifiées dans le domaine millimétrique et submillimétrique (figure 1) sont bien les précurseurs directs de proto-étoiles au sein des nuages moléculaires. Cela suggère aussi que la masse des étoiles se détermine très tôt, par fragmentation du nuage moléculaire parent, comme dans certains modèles proposés récemment pour l'origine de l'IMF.

De tels recensements submillimétriques systématiques de proto-étoiles et de condensations pré-stellaires à grande échelle dans les complexes moléculaires galactiques seront généralisés prochainement et constituent un des programmes scientifiques prioritaires des caméras à bolomètres Spire et Pacs du futur satellite Herschel de l'ESA. Un des ses objectifs sera d'étendre les résultats obtenus depuis le sol vers les plus petites masses (M < 0.1 M_o) dans le domaine des proto-naines-brunes , et vers les plus grandes masses (M > 10 M_o), pour l’étude de la formation des étoiles massives.

La phase de pré-séquence principale

Cette phase est cruciale pour passer de l’activité des cœurs d’étoiles jeunes, couplés à leur disque, à l’activité, organisée en cycle, des étoiles sur la séquence principale. L’ensemble des processus (accrétion, rotation, diffusion, perte de moment angulaire) a été étudié au Dapnia en suivant la destruction du lithium, seul indicateur disponible. La destruction du lithium – brûlant autour de 2 millions de degrés – en pré-séquence principale n’est pas du tout reproduite par les calculs d’évolution stellaire. L’étude a montré que la compréhension de la phase située autour de 10 millions d’années était cruciale pour reproduire les observations. Une deuxième étape a consisté à préparer les missions d’astérosismologie Corot et Eddington pour ces étoiles. Grâce à l’expertise accumulée en héliosismologie, des algorithmes ont été développés pour mieux estimer la convection dans ces amas. Une modélisation de l’interaction entre rotation et convection de ces étoiles jeunes – qui tournent 5 à 10 fois plus vite que le Soleil – a été mise en place au Dapnia.

Le Soleil, étoile de référence

Depuis le lancement de SoHO, les astrophysiciens du Dapnia combinent observations sismiques et modélisation pour améliorer la connaissance du Soleil. La mesure de la quasi-totalité des modes de vibration a permis de déterminer la vitesse de propagation du son jusqu’à une distance du centre équivalente à 6% du rayon stellaire. Il a été possible de calculer un modèle sismique parfaitement en accord avec cette distribution de la vitesse. Ce modèle permet de fournir des contraintes sur la température centrale (à 0.1 million de degrés près) et sur les flux de neutrinos émis (voir l’Univers et les grandes interrogations de la physique). Il a permis de répondre à certaines questions de physique des plasmas concernant la distribution maxwellienne des vitesses, l’écrantage, la validité de sections efficaces dans des conditions inatteignables en laboratoire, l’interaction photon-matière…
Les ondes acoustiques renseignent également sur la rotation interne du soleil. En utilisant les données de l’instrument Golf sur SoHO, les astrophysiciens du Dapnia ont étudié la rotation de la partie radiative du Soleil jusqu’à la limite du « cœur nucléaire ». Le profil de rotation plat mis en évidence contraste avec les profils de la région convective (figure 2). Il impose à la fois de fortes contraintes sur la perte de moment angulaire et sur la présence de champ magnétique.

Les caractéristiques des modes acoustiques mesurées par Golf dépendent du cycle magnétique ; leur connaissance permet de mieux comprendre la dynamique solaire et de préparer les missions d’astérosismologie. Cet instrument est une grande source d’inspiration pour l’extraction d’un maximum d’information de ces futures missions.
Les astrophysiciens du Dapnia développent maintenant des calculs multidimentionnels de portions d’étoiles pour mieux étudier l’interaction de plusieurs phénomènes qui évoluent sur des échelles de temps s’exprimant en jours ou années. Ils permettront d’accompagner le projet Golf-NG et la mission américaine SDO.

Formation des planètes

La découverte de planètes extrasolaires, plus de cent actuellement recensées, constitue un pas fondamental pour les études sur la formation des planètes. Une des grandes surprises a été la découverte d’une famille de planètes géantes appelées « Jupiters chauds » en orbite très proche de leur étoile. L’existence d’une telle population a pu trouver une explication à partir de mécanismes dits « de migration des planètes » par interaction avec la nébuleuse protoplanétaire. Les astrophysiciens du Dapnia participent activement à ces études, en développant des codes hydrodynamiques 3D (figure 3).

Même si les disques protoplanétaires disparaissent avec le temps, les collisions entre planétésimaux, astéroïdes et petits corps, ainsi que la sublimation de la matière des comètes lors de leur passage près de l'étoile, sont des sources d’alimentation d’un disque de poussières. La présence d'une planète dans un tel disque le perturbe gravitationnellement et en modifie profondément la morphologie. L'étude de la morphologie des disques est donc un moyen de détection indirecte des exoplanètes. Cette étude, commencée avec l’instrument Timmi livré à l’ESO par le Dapnia en 1992, sera l’un des programmes phares conduits avec l’instrument Visir. Les anneaux planétaires constituent un excellent laboratoire pour tester les mécanismes physiques en jeu au sein des disques moins accessibles. Dans ce cadre, les astrophysiciens du Dapnia ont une place privilégiée dans l’étude des anneaux de Saturne grâce à un accès aux données de l’instrument Cassini-Cirs.