Tourne, tourne, mais pas trop vite !
Des chercheurs de l'Université du Costa Rica, de l'UNIGE et des Observatoires du Yunnan (Chine) ont mis au point un nouveau modèle de simulation qui explique comment les étoiles massives acquièrent leur vitesse de rotation grâce à des disques d'accrétion et à des jets, apportant ainsi un éclairage sur un problème qui se pose depuis plusieurs décennies. Leurs conclusions sont publiées dans une lettre à l'éditeur de la revue Astronomy & Astrophysics.
Simulation de la formation d'une étoile massive. Le disque amène de la matière sur l'étoile, augmentant sa votesse de rotation. Les jets emportent l'excès de moment cinétique et garde la rotation de l'étoile en dessous de la valeur limite qui la désagrègerait. © André Oliva
Les astronomes qualifient une étoile de « massive » lorsqu’elle possède au moins huit fois la masse de notre Soleil. Les étoiles massives émettent un rayonnement puissant et enrichissent leur environnement en éléments chimiques lourds essentiels à la vie, ce dont les étoiles de masse plus faible, comme le Soleil, sont incapables. Malgré des décennies de recherches sur la formation et l'évolution des étoiles massives, les études portant spécifiquement sur l'origine de leur vitesse de rotation sont rares. En d'autres termes, nous savons comment les étoiles en rotation évoluent, mais nous ignorons comment elles acquièrent leur vitesse de rotation au départ.
Les étoiles se forment à partir d’un nuage de gaz et de poussière qui se contracte sous l’effet de la gravité. Au cours de ce processus, son centre tourne de plus en plus vite, un peu comme lorsqu’un patineur artistique qui tourne resserre ses bras contre lui. « Lorsque la vitesse de rotation au centre du nuage est suffisante, un disque d'accrétion se forme : il s'agit essentiellement de matière en rotation qui attend son tour pour être absorbée par l'étoile en formation au centre du nuage », explique le professeur André Oliva, qui a dirigé le projet de recherche.
Cependant, depuis des décennies, des calculs montrent que ce tableau est incomplet, car l’étoile commencerait rapidement à tourner si vite qu’elle finirait par se désagréger sous l'action de la force centrifuge. C’est ce qu’on appelle le « problème du moment cinétique ». Parallèlement, les champs magnétiques présents dans le nuage génèrent de puissants jets qui évacuent une partie de la matière du centre du nuage. Ces jets sont couramment observés dans la nature et l’équipe de recherche a découvert qu’ils jouaient un rôle clé pour expliquer pourquoi l’étoile en formation ne se désagrège pas.
En combinant deux simulations informatiques de pointe, l’une modélisant le disque et le jet, et l’autre l’intérieur de l’étoile, l’équipe a pu démontrer que le jet agit comme un « régulateur ». Le disque d’accrétion accélère la rotation de l’étoile, tandis que le jet la ralentit jusqu’à ce qu’un équilibre soit atteint. Le modèle suggère également que la vitesse de rotation de l’étoile est régulée par la puissance du jet, mais que cela ne dépend pas de la présence ou non de champs magnétiques propres à l’étoile. « Nous savons que les étoiles de faible masse possèdent des champs magnétiques stellaires qui contribuent à les freiner et à les empêcher de tourner trop vite. Mais 90 % des étoiles massives ne possèdent pas de tels champs magnétiques ; c’est donc le champ magnétique du jet qui assure à lui seul la régulation de leur rotation », a conclu le professeur Oliva.
L'équipe est composée du professeur André Oliva, du Centre de recherche spatiale de l'Université du Costa Rica et collaborateur externe de l'UNIGE, du docteur Facundo Moyano, de l'Observatoire du Yunnan, ainsi que de Luca Sciarini, de la professeure Sylvia Ekström, du docteur Patrick Eggenberger et du professeur Georges Meynet, du Département d'astronomie de l'UNIGE. Pour modéliser l'étoile, l'équipe a utilisé GENEC, un logiciel d'évolution stellaire initialement développé à Genève, qui jouit d'une longue tradition dans l'étude des étoiles en rotation.
Lien vers l'article A&A