Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

Il est en pratique très difficile de décrire la formation de ces grumeaux denses et froids dans les simulations 3D (voir néanmoins une tentative récente sur la figure 9). La taille de ces "nuages" proto-stellaires est très rapidement limité par celle des cellules de la simulation. Pour pallier à ce défaut, il existe une modélisation de ces écoulements radiatifs, fondée sur une représentation multi-phasée du fluide. Chaque élément de fluide contient en fait une distribution de nuages, de densité et de température différentes, qui évolue sous l'effet du refroidissement. Chaque phase perd ainsi au cours du temps une fraction de son entropie, emportée par le rayonnement. On peut modéliser cette perte d'entropie par une équation d'advection dans l'espace des entropies. La distribution initiale d'entropie des grumeaux dans la galaxie évolue au cours du temps, les grumeaux initialement plus froids formant des étoiles plus tôt que les grumeaux initialement plus chauds. Chaque phase dégringole l'échelle entropique avec un temps caractéristique qui lui est propre. Tout en bas de l'échelle entropique, on trouve les objets les plus denses et froids, considérés comment des pépinières d'étoiles, alors que la phase la plus chaude constitue le milieu pervasif et dilué que l'on observe en rayon X.

Là encore, cette modélisation du refroidissement permet de déterminer la structure thermodynamique des galaxies et des amas, et d'en déduire le taux de formation d'étoiles. Une inconnue demeure : quelle est la forme du spectre de grumeaux à considérer ? Les futures missions spatiales, comme la mission XMM auquel participe le Service d'Astrophysique, devrait permettre de répondre à cette question, comme à tant d'autre. Si vous souhaitez approfondir certains des points évoqués dans ces pages, consulter notre liste de références.