Nébuleuse
Une nébuleuse (du latin ', flou) est, en astronomie, un objet céleste composé de gaz raréfié, de plasma ou de poussières interstellaires. Avant les années 1920, le terme désignait tout objet du ciel d’aspect diffus. Étudiées par des astrophysiciens spécialisés dans l'étude du milieu interstellaire, les nébuleuses jouent un rôle clé dans la naissance des étoiles.
Hypothèse de la nébuleuse
Les étoiles se formeraient à l'intérieur de nuages géants d'hydrogène moléculaire froid, des nuages moléculaires géants d'environ et 20 parsecs (pc) de diamètre. Au cours des millions d'années, les nuages moléculaires géants sont susceptibles de s'effondrer et de se fragmenter. Ces fragments forment alors de petits noyaux denses, qui avec le temps formeront des étoiles. La masse de ces noyaux varie entre une fraction jusqu'à plusieurs fois celle du Soleil (M) et sont appelées nébuleuses protostellaires (ou protosolaires). Elles possèdent un diamètre de à ( à UA) et une d'environ à par cm. L'effondrement initial d'une nébuleuse protostellaire d'une masse solaire prend environ . Chaque nébuleuse commence avec une certaine quantité de moment cinétique. Le gaz dans la partie centrale de la nébuleuse, avec un moment cinétique relativement bas, passe par une période de compression rapide et forme un noyau chaud hydrostatique (qui ne se contracte pas) contenant une petite fraction de la masse de la nébuleuse originelle. Ce noyau deviendra l'étoile. Alors que l'effondrement continue, la conservation du moment cinétique amène l'accélération de la rotation de l'enveloppe tombante, ce qui empêche grandement le gaz de s'amalgamer directement sur le noyau central. Au lieu de s'amalgamer, le gaz est forcé de s'étendre vers l'extérieur, près de son plan équatorial, formant un disque. Le noyau s'agrandit graduellement et sa masse augmente jusqu'à ce qu'il devienne une jeune protoétoile chaude. À ce stade, la protoétoile et son disque sont grandement obscurcis par l'enveloppe qui dégonfle et ne sont donc pas directement observables. En fait, l'opacité de l'enveloppe restante est si grande que même les radiations d'une longueur d'onde de l'ordre du millimètre ont de la difficulté à s'en échapper. De tels objets sont observés comme des condensations très lumineuses qui émettent principalement des ondes d'ordre millimétrique, ou même plus petites. Elles sont classifiées comme protoétoiles de classe spectrale 0. L'effondrement est souvent accompagné par des jets bipolaires qui émanent près de l'axe de rotation du disque. Les jets en général sont d'ailleurs fréquemment observés dans des régions de formations d'étoiles (voir objet Herbig-Haro). La luminosité des protoétoiles de classe 0 est élevée. Ainsi, par exemple, une protoétoile d'une masse solaire peut radier à plus de 100 luminosités solaires. La source de cette énergie est l'effondrement gravitationnel, alors que leurs noyaux ne sont pas encore assez chauds pour commencer la fusion nucléaire.