AMAS ET ASSOCIATIONS STELLAIRES - Associations O B


AMAS ET ASSOCIATIONS STELLAIRES - Associations O B
AMAS ET ASSOCIATIONS STELLAIRES - Associations O B

De tout temps, l’homme a remarqué que la distribution des étoiles dans le ciel n’est pas uniforme. En plus de la traînée lumineuse de la Voie lactée, des groupements d’étoiles sont clairement visibles. Ils ont conduit à l’invention des constellations, chez les Assyriens, ou des astérismes, chez les Chinois, plus de 3 000 ans avant notre ère. Ces groupements ont une étendue assez grande par rapport à celle de la voûte céleste. Les Anciens avaient également reconnu l’existence de groupements beaucoup plus concentrés (leurs dimensions angulaires sont de quelques degrés au maximum), comme les Hyades, les Pléiades, ou le Trapèze d’Orion. Toutes les étoiles étant supposées «accrochées» à la sphère céleste, ces groupements n’avaient alors qu’une signification mythologique, et la question de leur réalité physique ne se posait même pas.

Puis, l’idée que le ciel avait en réalité une troisième dimension s’imposa après que les premières mesures de parallaxes stellaires eurent montré que les étoiles étaient situées à différentes distances de nous. Bien que la plupart des groupements d’étoiles ne fussent qu’apparents, en projection sur le ciel, on s’aperçut alors qu’un certain nombre devaient être réels, c’est-à-dire être constitués d’étoiles physiquement liées et évoluant de conserve dans la même région du ciel.

De tels groupements d’étoiles sont appelés amas ouverts . Ils rassemblent des étoiles de types très différents, et ils ont joué un rôle capital dans la confrontation des théories de l’évolution stellaire avec l’observation. Parmi ces amas, les associations OB jouent un rôle très particulier, et sont l’objet d’un nombre croissant d’études, sur le plan observationnel comme sur le plan théorique.

Les étoiles qui les composent, de types spectraux O à B1 ou B2, sont les plus brillantes qui existent, et sont donc les plus lointaines que l’on puisse voir. En raison de cette forte luminosité, elles vivent beaucoup moins longtemps que les autres étoiles, quelques millions d’années seulement (rappelons que le Soleil a une durée de vie de 10 milliards d’années). Enfin, dès 1955, l’astronome soviétique Victor Ambartsumian avait reconnu que ces associations devaient se disperser après environ 10 à 20 millions d’années. La durée de vie très courte des étoiles O et B implique donc que les associations OB contiennent des étoiles qui naissent, vivent et meurent pratiquement au même endroit . C’est cette particularité qui donne tout son intérêt à l’étude de cette classe d’amas ouverts, qui constituent ainsi un «laboratoire» privilégié où l’on peut observer simultanément des étoiles très lumineuses dans différentes phases de leur évolution, ainsi que le reconnut dès 1964 l’astronome hollandais Adriaan Blaauw.

Depuis cette époque, d’énormes progrès quantitatifs et qualitatifs ont été accomplis dans la connaissance de ces associations et de leur interaction avec le milieu environnant. Sur le plan observationnel, cela est dû principalement à l’essor de la radioastronomie – notamment de la radioastronomie millimétrique, qui permet de détecter des molécules dans le milieu interstellaire – et des techniques de l’astronomie spatiale – notamment dans les domaines ultraviolet, X ou 塚. Sur le plan théorique, des modèles d’évolution stellaire très raffinés ont pu être construits, surtout grâce à l’utilisation de puissants ordinateurs. Au moyen de ces modèles, il est possible de reconstituer toute l’évolution d’une étoile, donc de connaître son âge . Ces progrès théoriques ont été décisifs, car, une association OB évoluant très vite, une bonne connaissance du facteur temps est indispensable à l’interprétation des observations. Bien que théorique, cette connaissance est recoupée par suffisamment d’observations indépendantes pour pouvoir être considérée comme satisfaisante dans la plupart des cas.

Aujourd’hui, les associations OB sont considérées comme une des clés de voûte de notre Galaxie. À petite échelle, elles constituent des régions où la grande majorité des étoiles se forment (on avance le chiffre de 75 p. 100): à ce titre, elles ont peut-être joué un rôle déterminant dans l’origine du système solaire. Il est possible enfin qu’elles aient un lien étroit avec l’un des problèmes les plus mystérieux de l’astrophysique, l’origine du rayonnement cosmique . À grande échelle, elles sont reliées (peut-être causalement) à la structure spirale de la Galaxie. Il convient également de mentionner le rôle important joué par les associations OB dans la nucléosynthèse, c’est-à-dire la fabrication des éléments à partir de l’hydrogène, par réactions nucléaires dans les étoiles. Les objets quelque peu «exotiques» que l’on rencontre, entre autres, dans les associations OB (étoiles très massives, étoiles Wolf-Rayet, supernovae, etc.) fabriquent en exclusivité certains éléments particuliers, que l’on retrouve ensuite dans le milieu interstellaire. Malgré son importance, ce sujet ne sera pas traité ici, mais dans un contexte plus général mettant en jeu toutes les catégories d’étoiles [cf. ÉTOILES].

Notons enfin que l’on peut observer les associations OB en dehors de notre Galaxie: ainsi, la région de 30 Doradus, dans le Grand Nuage de Magellan, est considérée comme une «superassociation» OB, en raison du nombre élevé d’étoiles de ce type qu’elle contient.

C’est précisément dans cette région du ciel qu’est apparue, le 23 février 1987, la supernova SN 1987 A. Cette supernova, la première à être visible à l’œil nu depuis près de quatre siècles, a pu être observée dès son début, aussi bien depuis le sol que depuis l’espace. Elle résulte très probablement de l’explosion, au terme de son évolution, d’une étoile supergéante bleue de type B 3 appartenant à l’association [cf. NOVAE ET SUPERNOVAE]. Cette étoile était connue, avant sa «mort en direct», sous le nom de Sanduleak 漣 690202.

1. Structure des associations OB

Les étoiles O et B

Les étoiles O sont les étoiles dont la température superficielle est la plus élevée: elle atteint 50 000 K dans le cas d’une étoile O3, 17 000 K dans le cas d’une étoile B2. À ces températures, l’étoile a la possibilité d’ioniser la matière qui l’entoure (principalement constituée d’hydrogène), pour former ce que l’on appelle une région HII. Cette propriété joue un rôle fondamental dans l’étude des associations OB.

La masse et la luminosité des étoiles O et B varient très vite en fonction du type spectral (tabl. 1): une étoile O9, par exemple, a une masse d’environ 15 Mo; (Mo;: masse du Soleil) au début de sa vie; une étoile O3 a une masse probablement supérieure à 120 Mo;. Les luminosités correspondantes sont considérables, respectivement de l’ordre de 104 Lo; (Lo;: luminosité solaire) et... 107 Lo;. À titre de comparaison, on pense que les étoiles les moins massives n’atteignent que 0,05 Mo; et que leur luminosité est de 3 練 10-4 Lo;.

On comprend que, dans ces conditions, les durées de vie des étoiles soient une fonction très sensible de leur masse: on estime que la durée de vie d’une étoile de 60 Mo; est de 4 millions d’années seulement (tabl. 2), ce qui est extrêmement court par rapport à la durée de vie du Soleil ou par rapport à celle des étoiles les moins massives, où elle atteint plusieurs centaines de milliards d’années pour 0,05 Mo;, soit plus de dix fois l’âge estimé de l’Univers, autant dire l’éternité...

L’évolution des étoiles massives

En réalité, la durée de vie qui vient d’être évoquée est le temps que les étoiles passent sur la séquence principale, c’est-à-dire dans cette bande du diagramme couleur-luminosité de Hertzsprung-Russell (où diagramme HR) où les étoiles passent presque toute leur vie, le temps de convertir entièrement l’hydrogène (dont elles sont constituées initialement) en hélium. La conversion de l’hélium en d’autres éléments (carbone, oxygène, azote, magnésium, silicium, etc.), au cours de la nucléosynthèse, prend comparativement peu de temps, mais déplace rapidement l’étoile sur le diagramme HR, car sa température et sa luminosité changent à mesure que le temps passe.

Pour les étoiles O et B, un autre phénomène, très spécifique, vient modifier le schéma classique d’évolution: c’est le phénomène de perte de masse. En effet, des observations très récentes ont montré que ces étoiles étaient le siège d’un vent stellaire très intense, de l’ordre de 1 Mo; en cent mille ans ou en un million d’années (soit un million de fois plus intense que le vent solaire), qui s’échappe à des vitesses très élevées, de l’ordre de 2 000 à 3 000 kilomètres par seconde. Cette perte de masse a deux conséquences: d’une part, le trajet évolutif de ces étoiles est sensiblement modifié (fig. 1), d’autre part, la quantité d’énergie libérée sous forme mécanique est énorme, en fait aussi importante que celle qui est libérée lors de l’explosion d’une supernova.

Un autre phénomène important doit être pris en compte: la surconvection. Selon les modèles classiques, le cœur des étoiles massives est continuellement animé d’un vaste brassage qui contribue à évacuer l’énergie produite dans les régions centrales. C’est le phénomène de convection , dont l’image habituelle est celle des mouvements présents dans une casserole d’eau sur le feu. Mais des travaux récents ont montré que la zone où la convection agit doit être sensiblement plus étendue qu’on ne le pensait auparavant: la masse de la zone incluant la surconvection peut atteindre 60 ou 70 p. 100 de la masse totale de l’étoile. Ce mélange dans les régions centrales apporte du combustible frais aux réactions nucléaires, avec pour conséquence, dans le cas de la surconvection, un allongement de la durée de la phase de combustion de l’hydrogène (correspondant à la séquence principale), ou de celle de l’hélium. Au total, la durée de vie des modèles qui incluent la surconvection est supérieure d’au moins 50 p. 100 à celle qui est calculée avec les critères de convection classiques.

Au cours de leur évolution, les étoiles O et B traversent horizontalement le diagramme HR, c’est-à-dire que leur luminosité reste constante, alors que leur température diminue; leur type spectral change, leur rayon augmente: elles deviennent des supergéantes B, A, ..., M (fig. 1). À la fin de cette phase, l’étoile évolue de façon plus complexe, pour arriver, pense-t-on, au stade d’étoiles de type Wolf-Rayet, dans lequel la perte de masse s’intensifie. Mais l’étoile est déjà proche de sa fin et, à la suite de l’emballement des réactions thermonucléaires en son centre, elle explose: c’est une supernova, dont certains restes sont encore visibles, sous forme de filaments, 100 000 ans après l’explosion.

Ces épisodes, très agités, de la vie d’une étoile O ou B, modèlent en fait complètement l’évolution de l’association qu’elles forment. À un instant donné, et en fonction de leur masse initiale, les étoiles de l’association peuvent être dans des phases très différentes de leur évolution: on peut avoir en même temps , des étoiles O, des étoiles Wolf-Rayet, voire une supernova.

Le diagramme «masse initiale-âge»

Les modèles actuels permettent de suivre une étoile jusqu’à des stades avancés de son évolution. Ainsi, on peut déduire de la position d’une étoile sur le diagramme HR (au moyen d’un réseau de trajets évolutifs correspondant à un modèle donné; fig. 1) sa masse actuelle et son âge. Il est dès lors intéressant de remonter «expérimentalement» aux conditions initiales de formation d’une association OB, sous la forme d’un diagramme «masse initiale-âge» (fig. 2). On se rend compte ainsi que les étoiles d’une association OB ne se forment pas simultanément , mais naissent tout au long de son évolution. La population stellaire tend à s’enrichir en étoiles de plus en plus massives au fil du temps. Ce résultat récent doit permettre d’aborder sous un jour nouveau le problème de la formation des étoiles (au moins des étoiles massives O et B), qui, dans une large mesure, n’est pas encore résolu (le problème de la formation d’une association OB dans son ensemble sera abordé plus loin).

Composition des associations OB

Pour recenser tous les membres d’une association, en plus des étoiles O et B qui en sont les membres les plus faciles à trouver à cause de leur couleur bleue, il convient d’ajouter les autres types de supergéantes, qui sont très probablement des étoiles O ou B dans des stades avancés d’évolution vers le rouge, c’est-à-dire de type spectraux A à M. D’après ce que nous avons vu de l’évolution de ces étoiles, on comprend qu’il y ait peu de supergéantes A à M par rapport aux étoiles O, puisque la durée de vie dans ces étapes est beaucoup plus courte que sur la séquence principale (tabl. 2).

En fait, trouver ces étoiles n’est pas un réel problème; en revanche, délimiter les associations qu’elles forment est une question parfois délicate, notamment lorsque plusieurs d’entre elles cohabitent dans la même région du ciel. Cependant, on a maintenant une bonne idée des associations OB existant dans un rayon de 2,5 kiloparsecs autour du Soleil et de leur composition en supergéantes. La visibilité est limitée par l’absorption due aux poussières interstellaires, mais là où la ligne de visée est moins opaque, on peut voir quelques associations jusqu’à 3,5 ou 4 kiloparsecs.

Seules ont jusqu’à présent été évoquées les étoiles massives, celles qui – par définition – composent une association OB. Puisque leurs masses peuvent aller de plus de 120 Mo; à environ 15 Mo;, ces étoiles ne sont-elles pas accompagnées d’étoiles encore moins massives? Cela est en fait très probable, bien que difficile à vérifier dans tous les cas, la luminosité de ces étoiles décroissant très vite avec la masse. On connaît quelques associations OB accompagnées d’associations R (nébuleuses en réflexion, éclairées par un groupe d’étoiles relativement peu lumineuses) ou d’associations T (groupes d’étoiles de type T Tauri, de 1 à 3 Mo; et considérées comme des protoétoiles; le Soleil a très vraisemblablement été, à l’origine, une étoile T Tauri). Au total cependant, on n’est pas encore en mesure de définir de façon précise, pour une association OB, sa fonction de masse , c’est-à-dire le nombre d’étoiles d’une masse m donnée pour toutes les masses stellaires possibles.

Durée de vie d’une association OB

L’observation du spectre des étoiles permet, par mesure de l’effet Doppler-Fizeau sur les raies spectrales, de déterminer leur vitesse radiale, c’est-à-dire leur vitesse de déplacement par rapport à nous, et, à partir de là, les unes par rapport aux autres. On trouve ainsi des vitesses relatives de l’ordre de 5 à 10 kilomètres par seconde, pour des étoiles O et B dont les distances mutuelles sont de l’ordre de la dizaine de parsecs au maximum.

On tire de ces résultats deux conclusions importantes. Tout d’abord, les étoiles massives ne sont pas gravitationnellement liées: en d’autres termes, leur expansion ne peut se ralentir; ensuite, la vitesse d’expansion est telle qu’une association perd peu à peu son identité: la distance mutuelle des étoiles double en un temps de l’ordre de quelques millions d’années. On considère ainsi en général que la durée de vie d’une association OB est de l’ordre de 10 à 20 millions d’années. Ce résultat est fondamental puisque les étoiles les plus massives d’une association O B (face=F0019 礪 10 Mo;) vivent moins longtemps que celle-ci. En revanche, les étoiles moins massives continuent leur évolution propre et se dispersent peu à peu.

Nous sommes ici au cœur de la question et l’on pourra retenir deux idées-forces qui permettent de comprendre l’évolution des associations OB. Tout d’abord, les étoiles massives sont nées à proximité immédiate de la région où on les observe maintenant; les associations OB sont ainsi des objets privilégiés pour l’étude de la formation des étoiles. Ce phénomène est, en un sens, très efficace, puisque pratiquement toutes les étoiles massives naissent, au total, dans un volume extrêmement réduit, de l’ordre d’un dix-millionième du volume de la Galaxie. Ensuite, les étoiles massives vivent et meurent «sur place», et modèlent, par leur évolution rapide et énergétique, tout le milieu environnant. Selon les étoiles présentes dans une association OB donnée, il peut y avoir cohabitation de plusieurs phénomènes physiques différents: ionisation du gaz, vents stellaires intenses, explosions de supernovae, etc. Cela accroît d’autant l’intérêt de l’étude de ces associations, mais aussi leur complexité! En revanche, les étoiles les moins massives influencent peu l’évolution des associations OB.

2. Morphologie d’une association OB

À partir de l’étude de certaines associations OB particulièrement bien observées (notamment dans les nébuleuses d’Orion, de la Rosette et de la Carène; fig. 3), il est possible de dresser un portrait, un «instantané», d’une association OB typique. Il existe bien sûr des différences d’une association à l’autre (structure, composition, milieu environnant, etc.), mais, ne serait-ce que pour aborder les questions clés, il est indispensable de recourir à cette simplification. L’évolution des associations (où l’instantané devient cinéma) sera décrite séparément, car elle met en jeu l’ensemble des éléments qui composent la morphologie d’une association OB. Ces éléments peuvent être regroupés sous deux rubriques: le contenu stellaire, et le contenu gazeux.

Le contenu stellaire

Dans un volume de dimension de l’ordre de 50 à 100 parsecs, se trouvent jusqu’à une centaine d’étoiles O à B2. Mais ces étoiles ne sont pas réparties au hasard dans ce volume, et leur disposition mutuelle est une des clés permettant de démontrer le mécanisme de leur évolution. En effet, la morphologie de l’association est dominée par l’existence de sous-groupes d’étoiles, distincts spatialement (fig. 4). On trouve une forte corrélation avec l’âge des étoiles, distinct pour chaque sous-groupe, mais à peu près identique à l’intérieur d’un sous-groupe. De plus, la dimension croît avec l’âge des sous-groupes, ce qui renforce l’idée qu’il s’agit bien de groupes distincts physiquement mais homogènes, composés d’étoiles ayant une origine commune. D’une façon imagée, une association OB ressemble à un feu d’artifice constitué de groupes de fusées ayant été tirées successivement (tabl. 4).

Le contenu gazeux

Les associations OB ne sont pas isolées dans l’espace; elles baignent dans des nébuleuses brillantes, traversées de globules ou de nuages sombres, qui font manifestement partie intégrante de ces associations (fig. 3).

Mais, au-delà du simple aspect des associations dans le domaine visible, la radioastronomie millimétrique nous a appris, il y a quelques années seulement, que de très importantes masses de gaz invisibles existent toujours dans leur voisinage immédiat. Ce gaz est constitué principalement d’hydrogène, comme partout dans l’Univers, mais il est ici sous une forme nouvelle: il s’agit d’hydrogène moléculaire H2. La molécule H2 elle-même ne peut pas être détectée en ondes radio, mais la molécule CO, découverte en 1971 dans le milieu interstellaire, est présente en quantité proportionnelle, comme le montrent les calculs de cinétique chimique appliqués au milieu interstellaire: on dit que la molécule CO est un «traceur» de la molécule H2. Grâce à ces observations, on a pu se rendre compte de la présence de vastes agglomérats d’hydrogène, principalement moléculaire (visibles également, mais à un moindre degré, grâce à l’étude de la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre HI), appelés nuages moléculaires.

Au voisinage des associations OB, les nuages moléculaires ont une masse estimée à plusieurs dizaines de milliers de masses solaires. Ils ont une forme plutôt allongée, souvent dans une direction plus ou moins parallèle au plan galactique. Leur taille va de 20 à 100 parsecs environ.

Autour des étoiles de l’association, et vers une extrémité du nuage moléculaire, se trouve une région d’hydrogène ionisé, dite région HII. C’est elle que l’on voit sur les clichés photographiques. La température y est d’environ 10 000 K; sa dimension est directement reliée aux étoiles qui se trouvent en son sein. Plus elles sont chaudes (au-delà du type B2) et plus elles sont nombreuses, plus cette région HII est vaste. D’un diamètre de quelques parsecs dans une nébuleuse comme celle d’Orion (M42), où l’étoile la plus chaude est de type O6, elle peut atteindre 50 parsecs dans le cas de la nébuleuse de la Carène (fig. 3 et 5), ionisée par trois étoiles de type O3 (tabl. 1); on parle alors à bon droit de région HII géante.

Les régions HII géantes constituent un milieu très agité, en raison des vents des étoiles massives et, dans certains cas, des explosions de supernovae. Ces mouvements peuvent être décelés, par exemple en étudiant les spectres ultraviolets des étoiles chaudes, dans lesquels figurent des raies d’absorption décalées par effet Doppler. Ces raies sont dues au milieu existant entre nous et l’étoile, et mettent en évidence des vitesses atteignant plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Une partie de ce milieu peut être également portée à des températures beaucoup plus élevées par des explosions de supernovae. Ces températures sont de l’ordre de 10 millions de degrés, et les régions correspondantes ne sont visibles qu’en rayons X.

Un tel milieu, mis en branle par les étoiles O et B, entre en interaction avec le nuage moléculaire qui lui est contigu. Grâce à la radioastronomie, on peut mettre en évidence certaines molécules (fig. 6), dont on pense qu’elles ne peuvent exister que dans les conditions régnant dans l’interface région HII/nuage moléculaire, comme OH, CHOH, concentrations de CO, «masers» H2O (dont la structure électronique ne peut s’expliquer que par des circonstances très particulières), etc. Cette interface est le siège de nombreuses ondes de choc, «vagues» produites par l’ionisation et autres phénomènes violents mentionnés plus haut, et qui «déferlent» dans le nuage moléculaire. On y détecte également de nombreuses sources de rayonnement dans le proche infrarouge, qui témoignent d’un réchauffement de certaines régions très localisées du nuage (quelques centaines de kelvins, contre 20 à 50 en moyenne pour le nuage). Leur masse est estimée à quelques dizaines de masses solaires au plus. On arrive à distinguer des groupes de sources, distantes de quelques milliers d’unités astronomiques seulement.

En fait, de nombreuses études très détaillées ont pu être menées à bien, tant sur le plan observationnel (dans le cas d’Orion, par exemple) que sur le plan théorique: ces études montrent que l’on assiste très vraisemblablement à la formation de nouvelles étoiles dans l’interface région HII/nuage moléculaire, deuxième clé de l’évolution des associations OB!

La description précédente, considérée comme représentative du contenu gazeux d’une association OB «typique» (fig. 7), serait toutefois incomplète s’il n’était pas fait mention d’une autre composante, présente dans certains cas particuliers: de grandes structures en arc de cercle, d’un rayon de 50 à 100 parsecs, visibles en partie dans la raie H 見 de l’hydrogène ionisé, en partie dans la raie à 21 centimètres de l’hydrogène neutre. Ces structures, dont on connaît plusieurs exemples dans notre Galaxie, sont également très visibles dans des galaxies proches. Un des spécimens les mieux connus est la Boucle de Barnard , présente autour des associations d’Orion (fig. 8). La forme de cette structure, approximativement centrée sur les plus jeunes sous-groupes, montre qu’elle est bien liée aux étoiles O et B. Son origine n’est pas certaine, mais il est vraisemblable qu’elle résulte de l’explosion de plusieurs supernovae, ou de l’action de puissants vents stellaires ayant comprimé une partie du gaz interstellaire diffus entourant initialement l’association.

3. Origine et évolution des associations OB

La formation séquentielle des étoiles massives

À grande comme à petite échelle, sur une gamme de dimensions variant d’un facteur 10 000 (de 10-2 pc à 100 pc), le décor est désormais planté, et les instantanés précédents peuvent se mettre en mouvement, en y intégrant le facteur temps.

Prenons une étoile O de première génération, au bord d’un nuage moléculaire. Elle ionise le nuage dans son voisinage, et elle est le siège de violents phénomènes de perte de masse. La zone qui constitue l’interface entre la région perturbée entourant l’étoile et le nuage est déstabilisée sous l’action d’ondes de choc, y compris, de façon brève mais brutale, lorsque l’étoile O, arrivée au terme de son évolution, explose en supernova. Des condensations apparaissent, qui s’effondrent sous leur propre poids; elles sont visibles notamment en infrarouge. Diverses molécules se forment dans le gaz environnant. Il est vraisemblable que ces condensations ont toute une gamme de masses possibles. En un temps relativement court, quelques centaines de milliers d’années, des protoétoiles se forment ainsi dans l’interface. Les plus massives deviennent rapidement des étoiles O et B; les moins massives passent par le stade T Tauri avant d’arriver sur la séquence principale.

À leur tour, ces étoiles O et B de deuxième génération «grignotent» un peu plus le nuage moléculaire, l’ionisation et les perturbations se propagent, une nouvelle zone déstabilisée apparaît à l’interface, de nouvelles étoiles se forment quelques millions d’années après les précédentes.

Une troisième génération apparaît, tandis que les étoiles les plus massives de la deuxième génération explosent les unes après les autres. Les coquilles résultant de ces explosions s’ajoutent aux vents qui les ont précédées pour «souffler» le milieu environnant, et créent de vastes structures en arc de cercle qui entourent les étoiles les plus jeunes.

Ce phénomène peut se propager en principe indéfiniment. La formation séquentielle des étoiles, ou, plus simplement, le «feu de forêt», est, en pratique, limité, car la masse totale d’un nuage moléculaire n’est pas infinie, et parce que ce dernier est peu à peu dispersé sous l’action des vents et des explosions de supernovae. Les nuages «parents» sont expulsés par les étoiles «enfants»! (C’est probablement ce qui explique que les associations OB ne sont pas liées gravitationnellement.)

En réalité, le phénomène doit être plus complexe que celui qui est décrit ci-dessus. En effet, la description en termes de «feu de forêt» suppose implicitement que les étoiles se forment simultanément dans chaque association, ce qui est contredit par les diagrammes masse initiale-âge. Pour garder l’image du feu, il semble qu’en réalité sa propagation laisse des braises derrière elle et que la formation d’étoiles continue après le passage du front de propagation. Il convient de reconnaître ici notre impuissance à décrire le phénomène de façon satisfaisante, autrement que sur un plan très général.

De toute façon, il semble que l’efficacité de la conversion de la matière du nuage en étoiles soit de l’ordre de quelques pour cent au maximum: un nuage interstellaire donnera ainsi naissance à quelques centaines ou à quelques milliers d’étoiles, par bouffées successives.

C’est peut-être également ainsi qu’est né le Soleil. Du moins a-t-on des raisons de penser que la nébuleuse protosolaire a été contaminée par une explosion de supernova. En effet, des mesures de composition isotopique de certaines météorites, notamment celle qui est tombée près du village d’Allende (Mexique) en 1969, montrent la présence d’éléments en quantité supérieure à la moyenne dans l’Univers. Ainsi, trouve-t-on un excès de magnésium 26, isotope qui se forme uniquement par désintégration radioactive de l’aluminium 26. Or, ce dernier isotope est, pense-t-on, formé essentiellement lors de l’explosion d’une supernova, en une quantité qui dépend de la masse de l’étoile qui explose. Sur la base d’arguments de cette nature, on pense que la nébuleuse protosolaire a été traversée par l’onde de choc d’une supernova voisine qui l’a ainsi contaminée en aluminium 26 radioactif, que l’on retrouve aujourd’hui en excès sous forme de magnésium 26. Bien qu’une relation de cause à effet entre l’explosion d’une supernova et la naissance du Soleil ne soit pas du tout nécessaire, la possibilité d’une contamination de ce genre indique un contact physique, donc, à tout le moins, une cohabitation, dans un volume restreint, de l’étoile ayant explosé et du proto-Soleil, ce qui s’intègre parfaitement dans le scénario décrit plus haut. Il faut cependant noter que certaines observations ne confirment pas cette hypothèse. En effet, le satellite H.E.A.O.-3 a mis en évidence en 1983 une raie 塚 nucléaire d’une énergie de 1,8 MeV, caractéristique de l’aluminium 26, en provenance d’une grande partie de notre Galaxie. Comme le temps de vie de l’aluminium 26 est court (moins d’un million d’années), cette observation montre que cet isotope est actuellement constamment régénéré et dispersé dans une grande partie du milieu interstellaire. On pense donc aujourd’hui que le phénomène de contamination observé dans la météorite d’Allende est en fait général, et dû probablement à l’action combinée des supernovae, mais aussi des novae et des étoiles Wolf-Rayet.

Dans un ordre d’idées très différent, on pense qu’il existe également un lien étroit entre le rayonnement cosmique et les associations OB, par l’intermédiaire du «feu de forêt».

En effet, le gaz entourant les étoiles O ou B est animé de mouvements violents, avec pour conséquence la formation d’ondes de choc. On a pu récemment montrer que, sous certaines conditions, il était possible par ce moyen d’accélérer des particules jusqu’à des énergies considérables, à une vitesse pratiquement égale à celle de la lumière. De telles particules, que l’on a baptisées rayonnement cosmique au voisinage de la Terre, où on les détecte, peuvent entrer en collision avec le gaz ambiant et, par une suite de réactions, donner lieu à une émission de rayonnement 塚 (photons d’énergie environ un million de fois plus élevée que les rayons X) dans tout le volume entourant les étoiles O et B. De fait, on observe une bonne corrélation entre les associations OB les plus actives et certaines sources de rayonnement 塚 découvertes par le satellite européen Cos-B (fig. 5).

La première génération d’étoiles

Le scénario précédent, qui rend relativement bien compte des observations, souffre cependant d’un défaut majeur: il implique l’existence d’au moins une étoile O de première génération, dont la formation n’est pas expliquée. C’est un peu le problème de l’œuf et de la poule...

Les solutions proposées s’inspirent en fait largement de ce qui précède, dans la mesure où elles postulent l’existence d’un agent extérieur qui déstabilise une masse de gaz et permet de démarrer une phase de contraction sous l’effet de la gravitation. Il s’agit là de formation stimulée d’étoiles, par opposition à la formation spontanée (c’est-à-dire sans influence extérieure), qu’on pense impossible.

Le mécanisme le plus souvent invoqué est celui des ondes de densité . Les travaux théoriques sur la stabilité d’un disque de matière en rotation, comme notre Galaxie, ont en effet montré l’existence d’ondes spirales, dans lesquelles la densité de matière est plus forte que la moyenne. À grande échelle, ces ondes engendrent une perturbation du champ de gravitation, et la matière se rassemble localement après leur passage. On a affaire à une sorte d’implosion qui a lieu environ 20 millions d’années après le passage de l’onde. La compression ainsi engendrée provoque l’apparition d’une première génération d’étoiles dans un nuage moléculaire donné. Suivant certaines estimations, il pourrait y avoir environ 20 000 associations ainsi engendrées en 10 millions d’années dans toute la Galaxie.

Cette interprétation rend bien compte de la distribution des associations OB le long des bras spiraux.

D’autres mécanismes existent aussi, comme les collisions nuage-nuage, cependant peu probables, ou bien une première explosion de supernova d’une étoile du champ, c’est-à-dire ayant été engendrée ailleurs: il suffit pour cela que sa masse ne soit pas trop élevée, c’est-à-dire qu’elle ait une durée de vie suffisante pour avoir parcouru une grande distance après sa naissance (très probablement dans une autre association) avant d’ensemencer un nuage moléculaire par son explosion. Ce mécanisme ingénieux ne peut toutefois pas expliquer toutes les étoiles de première génération d’une association, car la probabilité de rencontre d’une étoile du champ avec un nuage et de son explosion à ce moment précis est assez faible.

Il est toutefois troublant de constater que l’on peut, sur la base d’un modèle où la formation d’étoiles a lieu au hasard en un point, puis «contamine» par explosions de supernovae les régions avoisinantes (formation stochastique), expliquer la structure spirale des galaxies sans faire appel aux ondes de densité.

Peut-être tous ces phénomènes jouent-ils un rôle ensemble, à des degrés divers. Le dernier mot sur cette question n’a sans doute pas encore été dit, et ce d’autant plus qu’environ 13 p. 100 des étoiles semblent naître en dehors des bras spiraux, ce qui n’est pas expliqué par les mécanismes décrits ci-dessus.

4. Distribution des associations OB dans la Galaxie

Notre Galaxie comprend environ 1011 étoiles, dont la grande majorité a été fournie par les associations OB ou est issue de leur environnement immédiat. Il est donc intéressant de rechercher les liens qui existent entre ces associations et la Galaxie au sens large. Pour cela, on étudie d’abord leur répartition dans le voisinage du Soleil, aussi loin qu’on puisse les voir. C’est un problème difficile, car on constate que la plupart des associations sont groupées très près du plan de la Galaxie (tabl. 3), ce qui est normal puisque les associations naissent au sein du gaz interstellaire, dont la plus grande concentration se trouve dans ce plan. Mais comme le Soleil est lui-même pratiquement dans ce plan, les effets de perspective sont très importants et souvent malaisés à prendre en compte avec précision.

Bien que les associations OB apparaissent assez dispersées, une certaine organisation se fait jour: il y a des régions entièrement vides, et des accumulations en forme d’arc de cercle. Ces arcs sont des bras locaux de notre Galaxie. Ces structures stellaires sont bien corrélées avec des structures gazeuses (visibles notamment grâce à la raie à 21 cm de l’hydrogène neutre), et sont en fait des morceaux des bras spiraux que l’on peut mettre en évidence plus ou moins nettement dans notre Galaxie.

Dans le voisinage immédiat du Soleil, à moins de 500 parsecs, il existe en outre une sous-structure, de forme approximativement circulaire, la ceinture de Gould (fig. 9). Cette structure, que l’on retrouve sur pratiquement 3600, de la région Ophiuchus-Sagittaire à la région d’Orion (la nébuleuse d’Orion elle-même en fait partie), regroupe une majorité d’étoiles B réparties de façon plus ou moins uniforme dans un cercle incliné à environ 200 sur le plan galactique, et quelques associations OB. Toute la structure, d’un rayon d’environ 300 parsecs, paraît en expansion à la vitesse de quelques kilomètres par seconde. Selon certains chercheurs, il s’agirait des restes d’une «superassociation» centrée à environ 100 parsecs du Soleil.

Les étoiles les plus massives auraient explosé il y a 30 à 50 millions d’années, et certains y voient (quelque peu audacieusement) une corrélation avec l’extinction des dinosaures, voire son explication...

À plus grande échelle, on n’utilise pas directement les associations, mais les régions HII géantes qui les entourent, et qui sont détectables beaucoup plus loin (10 kpc et plus) en ondes radio. On en connaît une centaine. La structure spirale présentée sur la base des observations locales devient alors beaucoup plus évidente; cette méthode est plus précise que celle qui est fondée sur l’observation de l’hydrogène neutre seul. Ici apparaît un autre rôle très important des associations OB, celui de «traceur» de la structure spirale de notre Galaxie. Comme nous l’avons vu en abordant la question de la première génération d’étoiles, les deux problèmes sont probablement intimement liés.

En ce sens, une étoile n’est jamais isolée, et il y a une certaine poésie à penser que les étoiles se forment et s’organisent par leurs interactions mutuelles, génération après génération.

Encyclopédie Universelle. 2012.