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Une explosion de chaleur est une arme à feu pour expliquer la formation des étoiles les plus extrêmes de la Galaxie – Astronomy Now

Une puissante vague de rayonnement thermique capturée ondulant à travers un disque de gaz d'accrétion entourant une protoétoile éloignée pourrait être la preuve la plus forte à ce jour de la façon dont les étoiles les plus massives de l'Univers se forment.

Une impression d'artiste de la vague de chaleur qui rayonne de l'énorme protostar en pleine croissance, G358.93-0.03, à la suite d'un événement d'accroissement. Titre de l'image: Katharina Immer.

La «vague de chaleur» a été observée en provenance de la protostar G358.93-0.03, qui se trouve à 22 000 années-lumière et pèse actuellement huit fois la masse du Soleil et continue de croître. Les astronomes dirigés par Ross Burns de l'Observatoire national d'astronomie du Japon, écrivant dans le numéro du 13 janvier de Astronomie de la nature, croient que cette impulsion de chaleur est une explosion de l'étoile après avoir englouti une touffe de gaz du disque.

"L'impulsion thermique est le pistolet fumant que nous avons vu un épisode d'accrétion intense sur le protostar", raconte Burns L'astronomie maintenant.

Comme nous le savons, les étoiles naissent dans les pépinières de nuages ​​de gaz hydrogène moléculaire, qui forment de nombreuses nébuleuses colorées visibles par nos télescopes. Des parcelles de ces nuages ​​peuvent s'effondrer sous gravité, et à mesure qu'ils s'effondrent, ils commencent à tourner, l'étoile naissante finissant par se libérer sous forme de fragments de nuages, ce qui donne une proto-étoile individuelle.

Ce n’est pas la fin de la croissance de la protostar. La rotation du nuage qui s'effondre qui l'a légué fait aplatir une partie du nuage qui reste autour de la protoétoile, créant un disque d'accrétion – un approvisionnement en gaz avec lequel alimenter la protoétoile en croissance.

Pourtant, il y a toujours eu un problème avec nos modèles de provenance des étoiles. Plus la masse d’une étoile est faible, plus elle est courante dans l’Univers – propriété de la formation des étoiles que nous appelons la «fonction de masse stellaire». Les étoiles de masse la plus basse, que nous appelons les naines rouges, ne peuvent représenter que 7,5% de la masse du Soleil et représenter les trois quarts de toutes les étoiles. En revanche, les étoiles les plus massives, qui peuvent être des dizaines voire des centaines de fois plus massives que le Soleil, sont relativement rares. Pourtant, les astronomes ne comprennent pas encore parfaitement pourquoi la fonction de la masse stellaire est pondérée vers les étoiles de masse inférieure, ou pourquoi certaines étoiles deviennent si massives alors que la majorité ne le font pas.

Impression d'artiste d'un disque d'accrétion entourant une jeune star. Les jets sont un excès de matière rayonné par de puissants champs magnétiques. Image: Yin-Chih Tsai / ASIAA

Douleurs de croissance

L'une des principales théories sur la croissance des étoiles massives décrit comment ces géants stellaires subissent des poussées de croissance à partir d'amas de matière s'accumulant de manière aléatoire à partir du disque d'accrétion environnant. Pourtant, l'observation de ce processus est difficile – les nébuleuses formant des étoiles autour des protostars sont si denses que la lumière visible ne peut pas briller et nous ne pouvons pas voir clairement ce qui se passe. Au lieu de cela, les astronomes ont recours à l'astronomie à plus longue longueur d'onde, dans l'infrarouge et la radio, qui peut traverser le gaz et la poussière.

Ces poussées de croissance n'avaient été observées sur les protostars que deux fois auparavant, en 2015-2016, lorsqu'en janvier 2019, des astronomes dirigés par Yoshinori Yonekura de l'Université Ibaraki au Japon, à l'aide du radiotélescope Hitachi de 32 mètres, avaient détecté l'apparition de masers au méthanol dans le disque. entourant G358.93-0.03. Les masers sont des équivalents micro-ondes des lasers, en ce sens qu'ils sont capables d'amplifier les micro-ondes, mais contrairement aux lasers optiques, les masers peuvent être produits naturellement dans certains environnements astrophysiques tels que les régions de formation d'étoiles, les nébuleuses planétaires et même les comètes, qui satisfont une gamme étroite de conditions y compris être à la bonne température. En particulier, l'accumulation sur les protostars semble être en mesure de stimuler l'activité des maser exotiques – c'est-à-dire de nouveaux masers à des longueurs d'onde jamais vues auparavant – de manière considérable.

Des étoiles massives se forment dans des régions denses de gaz moléculaire, comme cette nébuleuse, LHA 120-N150, qui se trouve dans la plus grande nébuleuse de la tarentule dans le grand nuage de Magellan. Image: ESA / Hubble / NASA / I. Stephens.

Les masers étant une indication forte qu'un épisode d'accrétion avait eu lieu, les résultats ont été rapidement rapportés à la Maser Monitoring Organisation, qui est une communauté mondiale d'astronomes, y compris Burns, qui observent les masers pour étudier l'Univers. Burns a réuni une équipe et planifié une campagne de suivi, avec des radiotélescopes en Australie, en Nouvelle-Zélande et en Afrique du Sud travaillant tous à l'unisson pour créer un interféromètre de base très long – combinant essentiellement les télescopes individuels pour donner une résolution globale équivalente à celle d'un radiotélescope avec une ouverture qui couvre les continents. Ils ont observé G358.93-0.03 vingt-six jours après la détection initiale et ont constaté que l'émission des masers s'était déplacée vers l'extérieur de la protostar.

Surfer sur la vague de chaleur

Ce changement d'emplacement des masers pourrait être interprété de deux manières. La première est que les molécules de méthanol se sont déplacées physiquement, mais étant donné la distance qu'elles auraient parcourue – 40 milliards de kilomètres, ou 270 unités astronomiques – cela serait irréalisable parce que se déplacer trop vite entraînerait des collisions à haute énergie entre les masers et d'autres molécules , conduisant finalement à l'arrêt des masers à mesure que leur température augmente. Plutôt que d'être vus plus loin de l'étoile, leur émission disparaîtrait simplement.

Au lieu de cela, l'équipe de Burns pense que le mouvement de l'émission du maser est le résultat d'une onde thermique produite par l'épisode d'accrétion se propageant à travers le disque. Alors que l'onde s'éloigne radialement de l'étoile, son bord avant crée les conditions pour produire des masers dans les molécules de méthanol, à des températures comprises entre 100 et 200 degrés Kelvin (–173 à –73 degrés Celsius). Derrière la vague de chaleur, la température doit être plus élevée, ce qui provoque la fermeture des masers, uniquement pour que les masers au méthanol situés plus loin de la protostar s'activent une fois que le bord d'attaque de la vague les atteint.

Compte tenu de la distance parcourue, l'onde thermique doit se déplacer à quatre pour cent de la vitesse de la lumière. Bien qu'il soit encore assez rapide, il est sensiblement plus lent que prévu pour une telle vague. Sa lenteur relative implique que le disque d'accrétion à travers lequel l'onde passe est plus dense que prévu, et que les photons à l'intérieur de l'onde se dispersent sur les atomes et les molécules de gaz à l'intérieur du disque, ralentissant la progression de l'onde.

Pendant ce temps, d'autres preuves d'un phénomène d'accrétion proviennent des observations infrarouges effectuées par le télescope aéroporté SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) de la NASA, qui a détecté une augmentation de la luminosité infrarouge de G358.93-0.03. C'était une autre indication qu'une sorte d'éclatement à la suite d'un événement d'accrétion avait eu lieu.

Un amas d'étoiles massives dans la nébuleuse de la tarentule. Image: NASA / ESA / Paul Crowther (Université de Sheffield).

Comment construire une étoile massive

Les choses deviennent encore plus intéressantes lorsque l'événement d'accrétion G358.93-0.03 est comparé aux deux événements sur d'autres étoiles observés précédemment en 2015-2016. L'explosion de G358.93-0.03 avait une signature légèrement différente des deux autres – les masers s'éclaircirent puis disparurent plus rapidement dans le cas de G358.93-0.03, et la luminosité infrarouge de l'événement n'était pas aussi grande. Ce sont des signes que les événements d'accrétion qui construisent des étoiles massives ne sont pas toujours les mêmes et peuvent différer d'une étoile à l'autre, ou à différentes périodes de la formation de l'étoile.

Il est donc clair que davantage d'exemples d'accrétion sur des protostars massifs doivent être observés pour constituer un catalogue de différents types d'événements. Les astronomes, dont Burns, travaillant sous les auspices de la Maser Monitoring Organization, sont maintenant occupés à chercher d'autres exemples de ce phénomène de vague de chaleur autour de protostars massifs.

"Nous avons trouvé quelques autres bons candidats", explique Burns, "mais nous n'avons pas encore publié les résultats."

En complément de la découverte, l'onde thermique pourrait également avoir des implications pour tout disque formant une planète qui se développe à partir du disque d'accrétion. L'impulsion thermique est capable d'altérer chimiquement le disque, comme en témoigne l'équipe de Burns rapportant l'apparition de plusieurs nouveaux masers exotiques jamais vus auparavant dans les régions de formation d'étoiles.

«Il semble certain que ces vagues de chaleur influenceraient la chimie d'un disque planétaire», explique Burns. Par exemple, il souligne comment les différentes lignes de neige – le rayon d'une étoile à laquelle divers éléments volatils, par exemple le monoxyde de carbone, le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau, gèlent – pourraient être poussées vers l'extérieur de l'étoile par les vagues de chaleur.

Cependant, dans le grand schéma des choses, toute modification de la chimie d'un disque formant une planète sera de courte durée. G358.93-0.03 n'aura pas beaucoup d'occasions de former des planètes, car il est sur le point d'exploser en supernova entre 10 et 20 millions d'années.

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