3. Origine et évolution des associations OB
• La formation séquentielle des étoiles massives
À grande comme à petite échelle, sur une gamme de dimensions variant d'un facteur 10 000 (de 0,01 pc à 100 pc), le décor est désormais planté, et les instantanés précédents peuvent se mettre en mouvement, en y intégrant le facteur temps.
Prenons une étoile O de première génération, au bord d'un nuage moléculaire. Elle ionise le nuage dans son voisinage, et elle est le siège de violents phénomènes de perte de masse. La zone qui constitue l'interface entre la région perturbée entourant l'étoile et le nuage est déstabilisée sous l'action d'ondes de choc, y compris, de façon brève mais brutale, lorsque l'étoile O, arrivée au terme de son évolution, explose en supernova. Des condensations apparaissent, qui s'effondrent sous leur propre poids ; elles sont visibles notamment en infrarouge. Diverses molécules se forment dans le gaz environnant. Il est vraisemblable que ces condensations ont toute une gamme de masses possibles. En un temps relativement court, quelques centaines de milliers d'années, des protoétoiles se forment ainsi dans l'interface. Les plus massives deviennent rapidement des étoiles O et B ; les moins massives passent par le stade T Tauri avant d'arriver sur la séquence principale.
À leur tour, ces étoiles O et B de deuxième génération « grignotent » un peu plus le nuage moléculaire, l'ionisation et les perturbations se propagent, une nouvelle zone déstabilisée apparaît à l'interface, de nouvelles étoiles se forment quelques millions d'années après les précédentes.
Une troisième génération apparaît, tandis que les étoiles les plus massives de la deuxième génération explosent les unes après les autres. Les coquilles résultant de ces explosions s'ajoutent aux vents qui les ont précédées pour « souffler » le milieu environnant, et créent de vastes structures en arc de cercle qui entourent les étoiles les plus jeunes.
Ce phénomène peut se propager en principe indéfiniment. La fo […]
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