Effondrement d’un nuage Effondrement d’un nuage

La naissance des étoiles La naissance des étoiles

Questions:

- Echelles de masses?

- Echelles de tailles?

- Echelles de temps?

Effondrement d’un nuage Effondrement d’un nuage

interstellaire

interstellaire

E

≈ 3

2 kT × M

µ

E ≈ − 3

× GM

Critère de Jeans

E

≈ −

5 ×

R

système en effondrement (i.e. lié) si:

E _cin + E _pot ≤ 0 _soit…

Critère de Jeans en masse

µ ρ

7 1 . 3

2 3

 



 



≈

≥ G

M kT M

AN: M

~ 6 × 10

T

n

M

µ _ ρ

 G

Valeurs typiques:

T ~ 20 − 100 K n ~ 10 − 10

m

 

 ⇒ M

~ qqs 10

M

⇒ les étoiles naissent en groupe

NB. Hièrarchie dans la fragmentation ⇒ notion de IMF NB. Hièrarchie dans la fragmentation ⇒ notion de IMF (Initial Mass Function).

NB’. Critère de Jeans en rayon: effondrement pour R ≥ R_J, où:

R

~ 9 × 10

T

n

pc

10 10² 10⁴ 10³ 10⁵ 10⁶

T= 100 K T= 10 K M_Jeans/M

10⁴ R_Jeans (^pc) ₁₀⁴ ₁₀⁵ ₁₀⁶ ₁₀⁷ ₁₀⁸ ₁₀⁹ ₁₀¹⁰ Densité (atomes m^-3)

10¹⁰

10⁴ 10⁵ 10⁶ 10⁷ 10⁸ 10⁹ Densité (atomes m^-3) 0.1

1 10² 10 10³

T= 100 K T= 10 K

(atomes m^-3)

Temps de chute libre

Combien de temps met le nuage pour s’effondrer?

En l’absence de barrière (au début…):

g = −GM r²

r

Temps de chute libre:

où:

r²

1

2 g t_cl² ~ r g ~ Gρr

t

~ 0.3 G ρ

r

M

10⁸ 10⁹ 10¹⁰

Temps de chute libre (années)

NB. temps courts vs. âge Galaxie!

10⁴ 10⁵ 10⁶ 10⁷ 10⁸ 10⁹ 10⁵

10⁶ 10⁷

Densité (atomes m^-3)

E

~ − 3

5 ⋅ GM

R E

~ 1

2 ⋅ I ω





 



 

H = I ω = cste I ~ MR

 



Barrière rotationnelle

E ∝ −

 1

où:

(H: moment cinétique, I: moment d’inertie)

E= E_pot + E_rot

R ≤ H

GM

⇒

E

∝ − 1 R E

∝ +

1 R



 

 

Disque rotationnellement instable si E_pot + E_rot ≥ 0, soit:

R

AN:

M₀ ~ 1M R₀ ~ 0.1 AL

T₀ ~ 3x10⁷ années

⇒ R < 2 UA

Rotation attendue du Soleil: 10 mn!

⇒Moment cinétique évacué mécaniquement:

Une partie de la matière est éjectée en emportant beaucoup de moment cinétique.

~300 UA

~0.2M