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La formation du système solaire

llustration du disque de gaz et de poussières enveloppant une jeune protoétoile âgé de 100000 ans encore au stade d'accrétion. Son jet bipolaire à haute température est composé de matière issue du disque (plasma, électrons et gaz) canalisé par le champ magnétique protstellaire. A ce stade intermédiaire entre l'effondrement protostellaire et l'étoile PMS, le disque de poussière mesure entre 1000-10000 UA. Document T.Lombry.

Phase protostellaire et transfert du moment cinétique (III)

La phase protostellaire est la troisième et dernière phase de la formation d'une étoile mais aussi la plus complexe. Comme nous l'avons évoqué, le problème central dans la formation de n’importe quelle étoile escortée de planètes est de trouver un mécanisme expliquant le transfert du moment cinétique (moment angulaire) pendant l’effondrement du nuage de gaz et de poussières.

Au stade initial de l'effondrement préstellaire, les particules se déplacent aléatoirement bien que la nébuleuse protosolaire présente déjà un bilan net de rotation. Autrement dit, les collisions entre le gaz et les particules amortissent tous les mouvements autres que ceux allant dans la direction orbitale acquise par inertie. Par conséquent, même durant la phase protostellaire tous les constituants du nuage de gaz et de poussières restent dans même plan car aucune force ne les pousse vers l'extérieur de l'épaisseur du disque. Ceci explique que les planètes du système solaire présentent toutes (à l'exception de Pluton) une très faible inclinaison orbitale.

Mais pendant que l'effondrement se poursuit, la vitesse de rotation du nuage augmente en raison de la conservation du moment cinétique. En effet, par analogie avec une patineuse faisant la toupie, elle tournera sur elle-même beaucoup plus vite si sa masse est concentrée en serrant ses bras et ses jambes le long de son corps. L'effondrement gravitationnel est donc très efficace le long de l'axe de rotation de la nébuleuse protosolaire. Par conséquent, ce qui était encore au début une masse informe en lente rotation s'effondre pour former un disque mince d'environ 400 UA de diamètre soit quatre fois le grand-axe de l'orbite de Pluton dont la plus grande partie de la masse se concentre près du centre, dans le disque d'accrétion et le coeur. Ce nuage est composé pour 75 % de sa masse d'hydrogène, de 23 % d'hélium et de 2 % d'éléments lourds.

Durant les 30000 premières années de la phase protostellaire, le nuage rayonne encore principalement en infrarouge et dans les bandes radios submillimétriques et millimétriques. Il faudra attendre environ 200000 ans et la première phase T Tauri (Classe I) sur laquelle nous reviendrons pour que la protoétoile rayonne par elle-même et observer un profil d'énergie proche de celui du corps noir superposé à une composante IR et radio respectivement propres au disque d'accrétion et à l'anneau de poussière (voir plus bas).

A petite échelle on constate que la vitesse angulaire de la protoétoile augmente rapidement. Ainsi au cours de la contraction d'un nuage moléculaire géant de 23 pc soit 75 années-lumière de rayon, Peter Bodenheimer a montré que la vitesse angulaire de la protoétoile augmente progressivement d'un facteur 1014 ! Dans une telle structure, le moment cinétique est proportionnel à R1.6. Le moment cinétique d'une étoile T Tauri rapide par exemple est de l'ordre de 1018 cm2/s alors qu'il est devenu 1000 fois plus lent (1015 cm2/s) dans le cas du Soleil aujourd'hui.

Un disque protoplanétaire en formation. A gauche, une masse obscure se distingue à peine au centre de ce champ stellaire proche de l'étoile massive G339.88-1.26 située dans la Règle (au sud du Scorpion). Pourtant ainsi que le montre l'image de droite, des relevés submillimétriques à 10 mm de longueur d'onde révèlent qu'une étoile bleue et chaude (30000 K) de classe O9 est entourée d'un disque de gaz, de poussières et de molécules qui s'étend jusqu'à 20000 UA soit dans un rayon de 0.3 année-lumière ! La question est maintenant de savoir comment se maintient-il sous la pression de rayonnement d'une étoile aussi lumineuse et aussi massive. Document ESO/TIMM.

Les astronomes ont très trop remarqué que le Soleil tournait lentement lui-même (1 rotation  en 25 jours à l'équateur à la vitesse de 2 km/s et de 33 jours aux latitudes polaires) et représente près de 99.86 % de la masse du système solaire, les planètes ayant capturé les 0.14 % restants dont 71% par Jupiter, ce qui laisse un peu plus de 0.04 % de matière pour former les 7 autres planètes et tout ce que contient le système solaire comme planète naine, astéroïdes et comètes !

Mais si on calcule le moment cinétique de rotation du Soleil et celui de révolution des planètes, on constate que le moment cinétique du Soleil ne représente que 3 % du total alors qu'il est le plus massif, tandis que celui des planètes dont la masse vaut 0.14 % du système solaire, représente 97 % du moment cinétique total. Un transfert du moment cinétique du Soleil s'est donc produit dans le passé. Mais vers quoi et sous quelle forme ?

On a longtemps cru que sous l'effet de la force centrifuge, la protoétoile en formation éjecta de la matière sous forme d'un disque équatorial qui donna naissance aux planètes. En réalité, c'est le contraire qui s'est produit ! Et c'est justement les études de l'origine et des modes de transfert du moment cinétique qui ont permis de comprendre ce phénomène.

Plusieurs mécanismes de transport interviennent pour extraire le moment cinétique dont le principal est la formation d'un disque d'accrétion. Il s'accompagne de plusieurs autres mécanismes dont un transport turbulent dans le disque qui intervient également dans le processus d'accrétion-éjection mais dont l'efficacité dépend d'autres facteurs (densité, température, champ magnétique, etc.). En complément mais de façon accessoire, le transport est assuré par des vents magnétohydrodynamiques (pour les jets) et occasionnellement par des ondes globales de marée (cas des systèmes doubles). Enfin, le champ magnétique joue un rôle majeur dans la formation des jets et de la cavité centrale. Détaillons ces principaux modes de transfert.

1. Formation du disque d'accrétion

Les simulations montrent que le transfert du moment cinétique s’accomplit soit lors de la formation d’un système binaire (étoile double) soit durant la formation d’un disque d'accrétion perpendiculairement à l'axe de rotation de la protoétoile. Ce concept étant la clé de l'évolution protostellaire et se formant dans de nombreuses autres circonstances, donnons-en une définition claire limitée dans le cadre de la formation d'une étoile.

L'invention du disque d'accrétion

Le concept de disque d'accrétion revête une grande importance car il explique la formation des protoplanètes, des systèmes binaires en contact et des trous noirs parmi d'autres objets. Il est donc utile de rappeler comment les astronomes en sont arrivés à proposer cette idée.

Le disque d'accrétion fut introduit par Gerard Kuiper en 1941 pour expliquer la courbe lumineuse ainsi que les caractéristiques spectrales et photométriques de l'étoile binaire à éclipse β Lyrae.

Pour expliquer le transfert de masse entre les deux étoiles binaires en contact, Kuiper suggéra l'existence d'un anneau de matière autour de l'étoile accrétante entouré d'un grand disque d'accrétion hélicoïdal composé de gaz dilué. Ce concept fut amélioré par Kevin Prendergast et Geoffrey Burbidge en 1968 pour expliquer l'émission des binaires X (Cygnus X2) et par Donald Lynden-Bell (cf. ce PDF) en 1969 pour expliquer la luminosité des AGNs (il parlait de "collapsed masses" sans citer explicitement le concept de trou noir inventé quelques années plus tôt).

Document T.Lombry

Ensuite ce modèle Standard fut notamment repris par Nikolai Shakura et Rashid Sunyaev en 1973 qui introduisirent le concept de turbulence pour expliquer l'augmentation de la viscosité du disque considéré comme étant en équilibre thermique et capable de rayonner efficacement de la chaleur. Le modèle de disque visqueux dans lequel interviennent des instabilités sous-critiques déclenchées par du cisaillement sera également appliqué aux étoiles T Tauri par Donald Lynden-Bell et James Pringle en 1974.

En 1991, Steven Balbus et John Hawley ont montré qu'un disque magnétisé présentant du cisaillement permettait de transporter le moment cinétique vers l'extérieur du disque. Enfin, John Hawley et al. ainsi que Axel Brandenburg et al. ont montré en 1995 que ce mécanisme dit magnéto-rotationnel ou effet dynamo pouvait entretenir le champ magnétique. A différents degrés, tous ces concepts s'appliquent à la formation des disques protoplanétaire.

Définition

Un disque protostellaire est un anneau fluide composé de gaz et de poussières qui se forme dans le plan équatorial d'une étoile en formation. Il se définit par les 5 critères :

1. Critère de vitesse : un anneau en lent effondrement radial mais dont la vitesse azimutale est supérieure à sa vitesse radiale;

2. Critère de vitesse lié à l'état : anneau proche de l'équilibre hydrostatique impliquant que la vitesse azimutale est supérieure à la vitesse verticale.

3. Critère rotationnel : un coeur central en rotation mais physiquement distinct du disque et dont l’énergie cinétique de rotation est supérieure à l'énergie radiative (pression thermique);

4. Critère de connectivité : l'anneau appartient au disque s’il est lié au plan équatorial du disque (équateur centrifuge);

5. Critère de densité : dans les simulations on ajoute le critère η > 109 cm-3 pour éviter que le disque ne forme de grands bras spiraux afin que les résultats soient plus réalistes.

Ces critères représentent autant de paramètres dans les modélisations qui viennent s'ajouter aux autres paramètres physiques (densité, masse, température, pression, champ magnétique, viscosité, etc.).

Dimensions

Un disque préstellaire mesure théoriquement en début de cycle environ 1000 UA de rayon et 30 UA de hauteur. A l'équilibre hydrostatique, la hauteur théorique Hth du disque vaut :

Hth = √(cs2/4πGρ)

avec cs la vitesse du son (vitesse des perturbations adiabatiques de densité) et la ρ densité, soit une hauteur d'environ 40 UA pour 200 UA de rayon.

Le rayon minimum d'un disque est imposé par la gravitation. Il y a d'une part la limite de Roche qui vaut 1.26 Rs (1.26 fois le rayon de l'astre secondaire) soit 1.7 million de kilomètres (0.011 UA) pour le Soleil, et d'autre part le rayon de Schwarzschild (Rs) imposé par la théorie de la relativité :

Risco= 6GM/c2 ≈ 3 Rs

Ce rayon peut se réduire à 0.6 Rs pour un trou noir de Kerr (en rotation) présentant un spin maximum.

Sous cette distance minimale qu'on va considérer comme valant 1.26 Rs pour des étoiles ou des planètes, le disque est instable et ne peut théoriquement pas maintenir d'orbites stables ni former d'astre par accrétion (à quelques rares exceptions liées à des collisions à faible vitesse entre corps glacés de faible densité). Dans tous les cas, même si un astre se maintient temporairement sous cette distance (cas de l'exoplanète HD 188753a Cygni), il finira par se désintégrer et se transformer en un nuage de débris destiné à s'écraser sur l'astre hôte.

Propriétés physiques des disques protostellaires

μ

α

M*/(M)

Mdisque (M)

Rdisque (UA)

Hdisque (UA)

17 0 0.43 0.15 250 33
  90 0.66 0.25 400-800 33
5 0 0.26 0.05 140 23
  80 0.43 0.40 200-800 33
3 0 0.19 < 0.01 < 50 0
  90 0.37 0.10 200-800 17
2 0 0.24 0 0 0
  20 0.24 0.03 80 14

Ces paramètres sont donnés pour des protoétoiles de faible masse et simulés pour des critères de densité entre 108 -1010 cm-3 afin que le disque soit plus réaliste (on évite qu'il se transforme en bras spiralés).

Légendes : μ, paramètre de magnétisation; α, inclinaison du champ magnétique; M*, masse protostellaire; Mdisque, massse totale du disque; Rdisque, rayon du disque; Hdisque, hauteur théorique du disque (estimation haute et basse). Document extrait de M.Joos et al./ESO.

Dynamique

Dès que le disque est en rotation et s'effondre sous sa propre gravité, son énergie gravitationnelle potentielle se transforme en énergie cinétique et est distribuée aux particules. Les analyses spectroscopiques montrent que la matière située dans les parties internes du disque tombe sur l'embryon stellaire. Cette "pluie" de matière fait partie du processus d'accrétion qui va progressivement faire grossir la protoétoile. La matière transite ainsi assez rapidement de la périphérie du disque jusqu'au centre. La présence du disque est donc primordiale car il est à l'origine de tout le mécanisme de formation protoplanétaire qui se déclenchera par la suite.

Nous verrons plus loin que la matière du disque trouve rapidement un équilibre entre la force de gravitation et la force centrifuge et suit alors une rotation semblable aux planètes du système solaire en suivant ce qu'on appelle la troisième loi de Kepler (V ~ 1/r2) dite rotation képlérienne.

Cette remarque est importante car jusqu'au début des années 2000, on croyait que le disque tournait de façon rigide, la matière étant a priori figée dans les lignes du champ magnétique et donc forcée de tourner à la même vitesse que la protoétoile. Or ce n'est pas le cas. Pour la première fois en 2006 A.Meilland du CNRS et son équipe ont pu mesurer la vitesse de rotation du disque circumstellaire entourant l'étoile α Arae située à 240 années-lumière. Grâce à l'interféromètre AMBER du VLT de l'ESO dont la résolution à cette distance était inférieure à 1 UA, ils ont pu mesurer directement les visibilités ou contrastes et les phases diférentielles (il s'agit d'interférométrie) du disque et déterminer que sa rotation était bien képlérienne.

Enfin, le fluide présentant une certaine viscosité (cf. les équations de Navier-Strokes), les différentes couches du disque distribuées radialement frottent les unes contre les autres générant une friction qui produit de la chaleur, ce qu'on appelle un chauffage. Près du centre, la matière tombe alors en spirale en émettant un rayonnement thermique. Si la conversion de l'énergie gravitationnelle en énergie thermique est faible autour d'une protoétoile, le rendement atteint 10 % autour d'une étoile neutron et peut atteindre 40 % autour d'un trou noir.

2. Développement du champ magnétique

Comme nous l'avons évoqué, le champ magnétique couplé à la poussière favorise la formation du disque circumstellaire et très tôt dans leur génèse, les coeurs préstellaires sont magnétisés, ce qui modifie le processus d'effondrement.

Effet du freinage magnétique

Ce champ magnétique qui est des plus utiles présente toutefois un effet négatif. En effet, le freinage magnétique induit par le couplage du champ avec la poussière est capable de transporter efficacement le moment cinétique et d'empêcher la formation du disque, même lorsque l’intensité magnétique est relativement faible (paramètre de magnétisation μ = 5-10) comme l'ont montré Richard Mellon et Zhi-Yun Li ainsi que Patrick Hennebelle et Sébastien Fromang en 2008 parmi d'autres chercheurs.

Pour éviter ce qu'on a qualifié de "catastrophe du freinage magnétique", les astrophysiciens ont fait appel à une théorie MHD (magnétohydrodynamique) dite non idéale par opposition à la MHD idéale à fort nombre de Reynolds magnétique (Rm ~ 1), qui fait notamment intervenir des mécanismes de diffusion magnétique (par ex. la diffusion ambipolaire du plasma). Ce processus diminue efficacement le champ magnétique en particulier dans les régions centrales les plus denses de la protoétoile.

Mais contrairement à ce qu'on s'attendait, le champ magnétique est non seulement diffusé mais il est expulsé vers la région du "choc d’accrétion" (cf. page 5) induit par cette diffusion ambipolaire. Autrement dit, le freinage magnétique est très efficace au point d'empêcher la formation d'un disque au stade initial de la formation protostellaire.

Analyse de la polarisation des raies du CO

Comme on le voit ci-dessous au centre, en 2016 des radioastronomes ont utilisé les radiotélescopes du réseau SMA pour étudier une protoétoile cataloguée NGC 1333 IRAS 4A située à 750 années-lumière dans la constellation de Persée. Grâce à cette puissante installation, une équipe internationale d'astronomes a pour la première fois détecté et mesuré à 880 microns soit 340 GHz le champ magnétique se développant autour de cette étoile de faible masse et découvert sa forme typique en sablier (les traits rouges) telle que les manuels l'enseignent.

L'image qui mesure environ 7" de côté représente une longueur physique de 2700 UA. Cette carte représente le continuum du rayonnement de la poussière émise à grande échelle par le nuage de molécules denses qui enveloppe les deux protoétoiles (symbolisées par les deux triangles noirs). La gravité attire le gaz et la poussière vers le centre en même temps que le système tourne sur lui-même, entraînant une légère torsion des lignes de force du champ magnétique. Les analyses ont également montré que les prédictions concernant la structure du champ magnétique basées sur les modèles d'effondrement MHD du coeur sont conformes aux observations.

A gauche, aspect général du champ magnétique autour d'un étoile T Tauri. Notez la cavité centrale et la déformation ou freinage des lignes de force par le disque d'accrétion. Document adapté de M.Camenzind (1990). Au centre, carte du champ magnétique à 880 microns (340 GHz) de la protoétoile NGC 1333 IRSA 4A obtenue par le SMA. A droite, illustration des lignes de force torsadées du champ magnétique (en bleu) autour de la protoétoile NGC 1333 IRAS 4A. Documents J.Girart et al./CfA/SMA et Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

Une observation en haute résolution du coeur de NGC 1333 IRAS 4A complète cette analyse. Au cours d'une étude qui s'est déroulée entre 2013 et 2014, les astronomes dont Leslie Looney de l'Université d'Illinois à Urbana-Champaign et son équipe du NRAO ainsi que Tao-Chung Ching et ses collègues de l'Université Nationale de Tsing Hua ont pu mesurer la polarisation des raies du CO à 8.1 et 10.3 mm de longueur d'onde (37 GHz et 29.1 GHz) avec une résolution de 0.2" ou 50 UA autour de cette protoétoile.

Ils ont découvert qu'à mesure que la matière contenue dans le nuage protostellaire entourant la protoétoile s'effondre et est accrétée vers le centre, les lignes de force du champ magnétique sont entraînées avec elle et prennent une forme fortement torsadée. Par conséquent, la structure du champ magnétique près de la protoétoile est différente de sa structure à plus grande distance. La géométrie de ce champ représente la trace réminiscente de la rotation primordiale du nuage moléculaire entourant la protoétoile.

Le dessin présenté ci-dessus à droite illustre l'enroulement des lignes de force du champ magnétique autour de la région centale de cette protoétoile à mesure qu'elle accrète la matière du disque. Les analyses de Looney et ses collègues montrent également que le disque contient de nombreuses particules de taille centimétrique. Cette protoétoile étant âgée d'environ 10000 ans, on en déduit que de telles grains de poussières se forment rapidement dans l'environnement d'une étoile en gestation. Dans le cas de cette protoétoile, son disque d'accrétion représente une masse de 2 M.

Pour des champs magnétiques intenses (paramètre de magnétisation μ = 17), les simulations montrent que le disque d'accrétion se forme quelle que soit l'alignement entre l'axe de rotation de l'étoile et celui du champ magnétique alors que les disques faiblement magnétisés se fragmentent (ce qui explique la décroissance brutale de leur masse). Entre les deux extrêmes, l'orientation du champ magnétique doit être d'au moins 20° voire 45° pour former un disque massif d'au moins 1 M. Si on analyse les vitesses de rotation des disques dans différentes simulations, on constate que plus le champ magnétique est intense, plus l'orientation doit être importante pour former des disques à rotation képlerienne. Leur dimension de l'ordre de 200 UA pour une épaisseur de 40 UA leur permettant d'atteindre l'équilibre hydrostatique.

Simulation de l’émission du continuum des poussières à 1300 microns (230.6 GHz) et à ~500 a.l. (150 pc) de distance couplées à un champ magnétique aligné (α=0°) et face à l'observateur (gauche) où on aperçoit les jets (en jaune) et sous un angle de 90° (droite) où on distingue l'épaisseur du disque. A ce stade, l'émission radio thermique est encore très faible et se chiffre à quelques ergs/cm2/s/Hz soit ~10-20 mJy et serait indétectable par les radiotélescopes actuels (à cette fréquence la sensibilité de ALMA est de 0.071 mJy). Documents adapté de M.Joos et al./ESO.

Nous verrons plus loin que ce champ magnétique contrôle non seulement la formation du disque, mais également la cavité centrale, le taux d'accrétion et le jet bipolaire. Nous n'avons donc pas fini d'en entendre parlé.

3. Instabilités et turbulences

L'observation du milieu interstellaire montre que les structures gazeuses sont fragmentées à toutes les échelles. La thermodynamique nous apprend que la turbulence[5] est effectivement un phénomène dynamique couplant les structures à différentes échelles allant des nuages moléculaires de quelques dizaines d'années-lumière aux disques protostellaires de quelques unités astronomiques. Il existe ainsi des lois d'échelle reliant la dispersion de vitesse et la taille de ces structures. Ceci explique pourquoi l'énergie cinétique est distribuée à toutes les échelles jusqu'aux étoiles, mécanisme appelé la cascade de Kolmogorov (1941) dont le nom illustre bien la hiérarchisation du phénomène des tourbillons.

De plus, grâce aux travaux de Olin Wilson et ses collègues consacré au milieu interstellaire, on sait depuis 1959 que ce gaz interstellaire turbulent est compressible (comme tous les gaz), ce dont Kolmogorov n'avait pas tenu compte. Cette compressibilité signifie qu'il peut exister une turbulence supersonique (avec des vents de plusieurs centaines de km/s) avec des effets visibles dans le milieu intertellaire (front de choc, etc.). Toutefois, à ce jour il n'existe pas de théorie et donc d'équations exactes de la turbulence compressible et nous verrons à propos des jets bipolaires que seules l'observation et les simulations peuvent aider les chercheurs à comprendre ce phénomène.

Cette turbulence à plusieurs origines. En allant des petites vers les grandes échelles il peut s'agir des effets de la friction, du jet bipolaire, d'une zone ionisée en expansion, de l'explosion d'une supernova, du cisaillement galactique, etc.

A l'échelle des disques d'accrétion, cette turbulence s'explique par les mouvements de friction et donc la viscosité de la matière qui génère des turbulences dans le disque à l'origine de l'émission de chaleur. Cela signifie également qu'un fluide en équilibre (hydrostatique et thermique) n'implique pas nécessairement que le milieu est stable (il existe des régimes stables hors équilibre, cf. la Grande Tache Rouge de Jupiter qui évolue dans un milieu chaotique).

La dimension de Kolmogorov définit l'échelle spatiale à partir de laquelle la viscosité l'emporte sur l'écoulemernt laminaire et permet de dissiper l'énergie cinétique d'un flux laminaire. On constate que le milieu devient turbulent lorque le nombre de Reynolds (rapport entre les forces d'inertie et les forces visqueuse) Re ~ 1, ce qui correspond à la taille des plus petits tourbillons (vortex). Notons que cet écoulement turbulent présente une dimension fractale.

Seule difficulté, a priori il n'existe pas d'instabilités dites linéaires hydrodynamiques (instabilité de Taylor-Couette) dans un disque d'accrétion et donc en principe pas de tourbillons, cellules fermées et autres vortex brisant la symétrie de l'écoulement des fluides. Il faut donc se reporter sur des instabilités globales (des instabilités non axisymétriques) mais peu efficaces pour créer des turbulences ou, plus probables, des instabilités locales, par exemple un cisaillement ou "shearing" dans le disque.

Amplifiées par le chauffage qui se développe dans le plan du disque, des instabilités convectives peuvent se développer dans le plan vertical et éventuellement servir de transport au moment cinétique radialement. Mais ce mécanisme n'est pas très efficace et selon certains modèles (modèle α par référence au paramètre de diffusivité thermique α) il se déplace vers l'intérieur plutôt que vers l'extérieur du disque. En revanche, si le disque est couplé à un champ magnétique, une forte instabilité linéaire sous forme de cisaillement peut transporter le moment cinétique vers l'extérieur, le mécanisme pouvant entretenir le champ magnétique par effet dynamo.

Lorsque le milieu est couplé à un champ magnétique, on parle de turbulence MHD. Elle se caractérise par un nombre de Reynolds élevé. Il s'agit des conditions qu'on rencontre également dans le Soleil ainsi que dans les vents solaire et cosmiques. Les tourbillons engendrés par cette turbulence peuvent être isotropes et s'aligner soit parallèlement soit perpendiculairement au champ magnétique (cas des cirrus galactiques) soit non-isotropes. Ces derniers types de tourbillons sont plus réalistes et s'allongent dans la direction du champ magnétique à grande échelle au cours de la cascade turbulente en émettant tout un spectre de rayonnement perpendiculairement au champ magnétique.

En résumé, sur base des simulations on observe que la turbulence permet la diffusion du champ magnétique dans le coeur en effondrement, la réduction de l'intensité magnétique et réduit le freinage magnétique, mécanismes qui favorisent la formation d'un disque massif (1 M).

De plus, en présence de turbulence, l’axe de rotation de la protoétoile s'incline par rapport au champ magnétique, favorisant également la formation d'un disque massif qui peut se fragmenter, même pour des valeurs modérées de magnétisations (paramètre de magnétisation µ ≥ ~5).

En raison de ces turbulences, la nébuleuse protostellaire devient plus chaude près du centre où s'accumule la plus grande partie de la matière, facilitant le développement de la protoétoile. Parvenue à ce stade, elle entre dans la grande famille des T Tauri.

Prochain chapitre

La phase T Tauri

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[5] Lire le support de cours M2 "Phénomènes non linéaires et astrophysique II: Turbulence" (PDF) de Sébastien Galtier/IAS, 2007.


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