par Jean-Pierre Chièze et Romain Teyssier
Une fois que l’objet s’est effondré sur lui-même, le gaz chaud est à l’équilibre hydrostatique. Mais ce dernier rayonne de l’énergie. Ce processus de refroidissement, hautement instable, provoque dans le gaz l’apparition de grumeaux et de filaments denses et froids au sein desquels naissent les étoiles.Le refroidissement
Ce processus de refroidissement par rayonnement est à la base de la formation des galaxies. Les collisions entre les atomes du gaz donnent lieu à des réactions chimiques. Au cours de chaque réaction, un photon est émis. Du fait de la faible densité du gaz cosmologique, ce photon s’échappe de la galaxie ou de l’amas en formation. Cette perte nette d’énergie interne s’accompagne d’une contraction gravitationnelle. Or, plus le gaz est dense, plus il rayonne. Plus il rayonne, plus il se contracte, donc plus sa densité augmente, et ainsi de suite. On appelle ce processus d’emballement l’instabilité de refroidissement.La cascade entropique
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.
