Comment se forment les étoiles et les planètes ? Les scientifiques font maintenant un pas de plus pour déterminer les conditions de la formation des disques proto-stellaires. Les observations de trois systèmes aux premiers stades de la formation d'étoiles dans le nuage de Persée ont révélé que le profil du moment angulaire dans ces systèmes se situe entre celui attendu pour un corps solide et la turbulence pure, indiquant que l'influence du noyau s'étend plus loin qu'on ne le pensait auparavant. Ces résultats pourraient conduire à des conditions initiales plus réalistes pour les simulations numériques de la formation des disques.

Les principales étapes de la formation des étoiles et des planètes sont bien comprises :un le nuage interstellaire s'effondrera sous sa propre gravité ; un noyau central se forme ainsi qu'un disque proto-stellaire grâce à la conservation du moment cinétique; finalement, après environ 100, 000 ans environ, l'étoile deviendra suffisamment dense pour déclencher la fusion nucléaire en son centre et commencera donc à briller, tandis que dans le disque, des planètes vont se former. Mais il reste encore de nombreuses questions ouvertes sur les détails de ce processus, par exemple. quel est le rôle du moment angulaire dans la formation du disque ou comment le disque circum-stellaire rassemble-t-il la majeure partie de sa masse ?

Une équipe internationale de scientifiques dirigée par l'Institut Max Planck de physique extraterrestre (MPE) a maintenant observé trois des plus jeunes sources proto-stellaires dans le nuage moléculaire de Persée. Ces sources sont proches de la tranche dans le plan du ciel, permettant une étude de la distribution des vitesses du nuage dense.

"C'est la première fois que nous avons pu analyser la cinématique des gaz autour de trois disques circumstellaires aux premiers stades de leur formation, " déclare Jaime Pineda, qui a dirigé l'étude à MPE. "Tous les systèmes peuvent être équipés du même modèle, ce qui nous a donné le premier indice que les nuages ​​denses ne tournent pas en tant que corps solide." Une rotation de corps solide est l'hypothèse la plus simple, qui décrit le gaz dans le nuage dense avec une vitesse angulaire fixe à un rayon donné. Le modèle décrivant le mieux les trois systèmes se situe entre ceux attendus pour la rotation du corps solide et la turbulence pure.

Par ailleurs, en comparant ces observations aux modèles numériques précédents, il est clair que les champs magnétiques jouent un rôle dans la formation de ces disques :« Si un champ magnétique est inclus il fait en sorte que l'effondrement ne soit pas trop rapide et que la rotation des gaz corresponde à celle observée, " explique Pineda. " Nos dernières observations nous donnent une limite supérieure sur la taille des disques, qui sont en très bon accord avec les études précédentes."

En particulier, le moment angulaire spécifique du matériau en chute est directement lié au rayon képlérien maximum possible du disque proto-stellaire. En supposant une masse stellaire d'environ 5% de la masse de notre Soleil, les scientifiques estiment que la limite supérieure du disque képlérien est d'environ 60 unités astronomiques, ou environ le double de la taille de notre système planétaire, en accord avec les estimations précédentes. Cela suggère que les gros disques (supérieurs à 80 UA) ne peuvent pas se former tôt dans la vie d'une étoile, et affecte donc le point de départ des scénarios de formation de planètes.

La prochaine étape pour les astronomes sera d'observer de tels systèmes à différents stades de leur évolution et dans différents environnements pour vérifier si ceux-ci influencent le profil de moment angulaire spécifique. Ces résultats peuvent ensuite être intégrés ou comparés à des simulations numériques pour mieux comprendre la co-évolution du noyau dense formant une étoile et du disque circumstellaire formant les planètes.