La formation des étoiles en amas

Il est maintenant établi que la grande majorité des étoiles de notre Galaxie ne se forme pas de manière isolée mais en groupes ou en amas. C'est ce qu'ont montré ces quinze dernières années de nombreuses études de régions galactiques de formation d'étoiles  menées avec des caméras dans l'infrarouge entre 2 μm et 15 μm. Cependant, les observations dans l’infrarouge ne donnent la plupart du temps accès qu’à des étoiles jeunes déjà formées et ayant acquis l’essentiel de leurs masses. Pour comprendre le processus de formation stellaire en amas, il est nécessaire d'étudier des stades d’évolution plus précoces, c’est à dire des proto-amas peuplés de coeurs denses pré-stellaires et de proto-étoiles très jeunes en train d’accréter leurs masses finales. Ces objets sont trop froids et trop enfouis pour émettre un rayonnement intense aux longueurs d'onde visibles et infrarouges et ne sont bien observables que depuis quelques années dans les domaines millimétrique et submillimétrique. C'est ce qui vient d'être effectuer sur le proto-amas d’étoiles NGC 2264-C.

Mosaïque de l'émission continuum des poussières à 1.2mm du nuage moléculaire NGC 2264 (Mon OB1) obtenue avec la caméra de bolomètres MAMBO sur le télescope de 30m de l'IRAM. Une trentaine de condensations pré-stellaires ou proto-étoiles de « Classe 0 », de masses comprises entre ~3 et ~50 masses solaires sont identifiées dans cette région. Elles sont groupées en 2 proto-amas autour des sources infrarouges IRS1 (NGC 2264-C) et IRS2 (NGC 2264-D). cliquer pour agrandir, crédit CEA.

Observations, modélisation et simulation numérique

NGC 2264-C est un proto-amas d’étoiles situé dans le complexe moléculaire NGC 2264 (Mon OB1), à une distance d'environ 2400 années-lumière de notre Soleil. Les chercheurs ont observé ce proto-amas avec le télescope de 30m de l'IRAM et l'interféromètre du plateau de Bure (PdBI) dans différentes raies moléculaires millimétriques ainsi qu'en continuum millimétrique. Ces deux informations donnent accès respectivement aux mouvements dans la région observée et à la quantité de poussières.

L'analyse du profil des raies d'émission observées a permis de mettre en évidence des mouvements d'effondrement de matière pour des régions allant de 3000 UA (1 UA = 150 milions de kilomètres) à 200 000 UA. A partir de ces données, un modèle relativement simple a pu être bâti où le nuage de gaz qui s'effondre possède une forme ellipsoïdale dont l'axe principal est défini par plusieurs coeurs denses, remarquablement alignés dans le cas de  NGC 2264-C. En faisant varier l'angle d'inclinaison du nuage par rapport à la ligne de visée les scientifiques ont pu rendre compte de manière satisfaisante des observations.

Afin de tester la validité physique de ce modèle, les scientifiques ont ensuite confronté les observations avec des simulations hydrodynamiques qui modélisent l’évolution d’un nuage de gaz de 1000 masses solaires et de forme ellipsoïdale au cours de son effondrement gravitationnel. Les résultats montrent que les simulations et observations sont en très bon accord avec les observations (voir film ci-dessous).

Simulation hydrodynamique (film format mpeg, 345 Ko) (crédit CEA/ENS).  Le nuage de gaz s’effondre sur lui même sous l’effet de sa propre gravité, tout en se fragmentant en plusieurs cœurs pré-/proto-stellaires (en rouge dans le film). Ces cœurs sont entraînés par l’effondrement global du nuage, pour finalement interagir au centre du proto-amas. Ce film retrace une évolution de 2 millions d'années. La masse totale du nuage est de 1000 masses solaires et sa dimension de 2pcx4pc soit (8x16 minutes d 'arc sur le ciel à une distance de 800pc). Pour cette simulation, 5 millions de particules ont été utilisées.