Les protoétoiles

Dans un premier temps, l'effondrement est de nature isotherme. La densité du gaz augmentant, l'énergie gravitationnelle libérée est convertie en énergie cinétique, puis thermalisée par les collisions moléculaires. Cependant, la température reste constante car le gaz est optiquement mince : l'énergie thermique est efficacement rayonnée vers l'extérieur, principalement via les raies rotationnelles de molécules comme le monoxyde de carbone et l'émission thermique des grains de poussière. Cette phase isotherme se poursuit jusqu'à ce que la densité centrale atteigne environ 10¹⁰ particules par centimètre cube. À ce seuil, la poussière devient opaque à son propre rayonnement infrarouge. La chaleur ne peut plus s'échapper, l'effondrement devient adiabatique et la température centrale s'élève brutalement, créant une pression de gaz suffisante pour haltérer temporairement la chute libre de la matière. C'est la naissance du premier coeur hydrostatique, un objet de la taille de l'orbite terrestre et d'une masse de l'ordre de quelques masses joviennes.

La température continuant d'augmenter au sein de ce premier coeur, elle finit par atteindre le point de sublimation de la poussière, aux alentours de 1500 K. La disparition des grains de silicate entraîne une nouvelle chute de l'opacité, permettant au rayonnement de s'échapper à nouveau. L'effondrement reprend, mais cette fois de manière plus rapide, jusqu'à ce que la température centrale atteigne environ un million de kelvins. Avant l'amorce de la fusion de l'hydrogène, la fusion thermonucléaire du deutérium s'amorce. Cette réaction, bien que ne fournissant pas l'énergie nécessaire pour soutenir l'étoile sur la séquence principale, joue un rôle thermorégulateur crucial en ralentissant l'effondrement et en marquant la transition vers l'objet de pré-séquence principale. L'objet central, désormais appelé protoétoile au sens strict, continue d'accréter de la matière provenant de l'enveloppe circumstellaire qui l'entoure.

L'accrétion de cette matière n'est pas purement radiale en raison de la conservation du moment cinétique initial du nuage moléculaire. La matière en chute libre, possédant une légère rotation résiduelle, ne peut pas atteindre directement la surface de la protoétoile. Elle s'aplatit donc pour former un disque d'accrétion circumstellaire, une structure géométriquement mince et optiquement épaisse, siège de processus magnétohydrodynamiques complexes. C'est au sein de ce disque que la viscosité turbulente, souvent attribuée à l'instabilité magnétorotationnelle, permet le transfert de moment cinétique vers l'extérieur et le transport de matière vers la protoétoile centrale. Parallèlement, une fraction de la matière accrétée est éjectée à grande vitesse le long de l'axe de rotation du système sous la forme de jets et de flux bipolaires. Ces écoulements, collimatés par les champs magnétiques, sont essentiels au processus de formation car ils évacuent l'excès de moment cinétique, permettant à la matière de continuer à tomber vers l'objet central, et ils contribuent à disperser l'enveloppe parentale.
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L'évolution de la protoétoile et de son environnement immédiat est classiquement décrite par la classification de Lada, qui repose sur l'analyse de la fonction de distribution spectrale d'énergie de l'objet, c'est-à-dire la répartition de son énergie rayonnée en fonction de la longueur d'onde. Les protoétoiles les plus jeunes, dites de classe 0, sont profondément enfouies dans leur enveloppe de gaz et de poussière. La quasi-totalité de leur masse se trouve encore dans l'enveloppe, et elles n'émettent pratiquement rien dans le domaine visible ou proche infrarouge, leur spectre étant dominé par une forte émission submillimétrique due au rayonnement thermique de l'enveloppe froide chauffée par la protoétoile centrale. Au fur et à mesure que l'accrétion se poursuit et que les flux bipolaires creusent des cavités dans l'enveloppe, l'objet évolue vers la classe I. L'émission dans le moyen et lointain infrarouge augmente, révélant la présence de l'étoile centrale et du disque interne, bien que l'enveloppe externe soit encore substantielle.

La phase protoétoilaire proprement dite s'achève lorsque l'enveloppe circumstellaire est entièrement dissipée, soit par accrétion sur l'objet central, soit par dispersion dynamique via les vents et jets stellaires. L'objet entre alors dans la phase de pré-séquence principale, souvent associée aux étoiles de classe II et classe III, où il n'est plus entouré que d'un disque protoplanétaire, voire d'aucun disque. L'objet continue de se contracter de manière quasi statique, son énergie lumineuse provenant exclusivement de la contraction gravitationnelle via le mécanisme de Kelvin-Helmholtz jusqu'à ce que la température centrale permette l'amorce de la fusion de l'hydrogène, marquant son arrivée sur la séquence principale d'âge zéro. L'étude de ces objets requiert des observations multi-longueurs d'onde, car l'extinction due aux poussières rend les protoétoiles de classe 0 et I invisibles dans le domaine optique. Les télescopes spatiaux infrarouges et les interféromètres millimétriques et submillimétriques sont ainsi indispensables pour sonder la thermodynamique interne, la chimie complexe des disques et la dynamique des écoulements moléculaires qui caractérisent ces pouponnières stellaires.