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Poussières interstellaires Gaz interstellaire Naissance des étoiles Berceaux détoiles.

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1 Poussières interstellaires Gaz interstellaire Naissance des étoiles Berceaux détoiles

2 Extinction et rougissement Poussière : grains de différentes tailles (~ 0.1 à 1 m) Poussières interstellaires Courbe dextinction typique Distribution non uniforme dans les galaxies – associée au gaz interstellaire Diffuse la lumière Section efficace ~ 1/λ absorption diminue de lUV vers lIR extinction + rougissement (analogue au coucher de soleil)

3 Attention ! Ne pas confondre : rougissement interstellaire = absorption plus importante de la lumière bleue par les poussières (reddening) décalage vers le rouge = décalage Doppler du spectre dû au mouvement relatif entre la source et lobservateur (redshift)

4 Nuages denses Lorsque la profondeur optique >> 1 dans le visible opaques Poussières interstellaires - 2 bloquent la lumière des astres darrière-plan apparaissent comme des « trous » Pour voir au travers : observer dans lIR (ou les rayons X) (peuvent aussi émettre dans lIR si pas trop froids) Nuage Barnard 68 (ESO-VLT) – taille ~ 0.5 A.L.

5 Régions H II Manifestation la plus spectaculaire du gaz interstellaire Taille jusque 500 pc Densité : ρ ~ 100 m p /m 3 ~ 10 –25 × ρ atm (densité atm. typique au niveau de la mer) vide très poussé Nébuleuse dOrion (mosaïque HST) Gaz interstellaire

6 Émission des régions H II Gaz (essentiellement hydrogène) ionisé par radiation stellaire Gaz interstellaire - 2 I = 13.6 eV = 2.2 ×10 –18 J λ < 90 nm (UV lointain) Seules les étoiles chaudes (O et B) émettent en quantité appréciable à ces longueurs donde [ Notation spectroscopique : X I = X neutre, X II = X une fois ionisé, X III = X 2 fois ionisé... H II = H ionisé ] Recombinaison e – avec proton H excité émission par désexcitation (dans le visible : série de Balmer vers le niveau n = 2) E I hνhν n=1 n=2 n=3

7 Régions H I Contiennent la majorité du gaz interstellaire, taille ~20 A.L., M ~50 M ~ fois plus denses que les régions H II (ρ ~ 10 7 m p /m 3 ) T ~ 10 à 100 K émettent dans lIR Détection la plus aisée : raie à 21 cm de lhydrogène neutre Gaz interstellaire - 3 Dédoublement du niveau fondamental par la structure hyperfine (interaction entre le spin du noyau et le moment cinétique orbital de le – ) e – excité thermiquement si T > ~0.1 K k B = 1.38 ×10 –23 J/K (constante de Boltzmann) E hνhν n=1

8 Nuages moléculaires Densités plus élevées les atomes du gaz forment des molécules (ou radicaux) H 2 : la plus abondante, mais difficilement détectable Détection par émission radio de CO T ~ 10 à 100 K ρ ~ m p /m 3 nuages géants : ~ 40 A.L. M ~ 10 5 M Gaz interstellaire - 4 Nébuleuse « Tête de Cheval » (CFHT)

9 Molécules interstellaires Nombreuses molécules découvertes, y compris des organiques Gaz interstellaire - 5 Nébuleuse de la Carène (HST) Exemples : H 2 CO H 2 OCH 4 NH 3 CH 3 OH HCOOH (acide formique) CH 3 O 2 (éther diméthylique) HCN (cyanure dhydrogène)

10 Couleurs des nébuleuses Quand les images sont en vraies couleurs (combinaisons de filtres)... Gaz interstellaire - 6 Antares et Rho Ophiuchi (AAO) Émission du gaz chauffé rouge (dominé par H ) Réflexion de la lumière stellaire par les poussières (laissent + facilement passer le rouge) bleuté Absorption de la lumière darrière plan sombre An haut à gauche : réflexion de la lumière dAntares (supergéante rouge)

11 Déclenchement de la formation détoiles Si densité du nuage suffisante seffondre sous sa propre gravité M17, Nébuleuse Oméga (HST) Naissance des étoiles Mécanisme favorisé si une source extérieure comprime le nuage : bras spiral de galaxie (région de densité plus élevée qui tourne à une vitesse des étoiles et du gaz) explosion de supernova onde de choc vents détoiles voisines

12 Globules Des « globules » se forment Les plus massifs/denses se contractent plus vite les étoiles massives et chaudes se forment dabord Pour les autres, compétition entre contraction gravifique et radiation des étoiles chaudes (ionise la matière) Rem : couleurs de limage R (rouge) = SII (673 nm) G (vert) = H (656 nm) B (bleu) = OIII (501 nm) Naissance des étoiles - 2 Piliers gazeux dans M16 (HST)

13 Contraction gravifique Contraction de Kelvin – von Helmholz libération dénergie T et L augmentent Ex : le protosoleil a dû atteindre 500 L Énergie importante mais pendant un temps assez bref Image : Globules de Thackeray dans lamas IC2944 Taille ~ 1 A.L., M ~ 15 M Naissance des étoiles - 3 Globules dans IC2944 (HST)

14 Naissance de létoile M > 0.08 M le cœur de létoile atteint une T° suffisante pour la combustion de lhydrogène Naissance des étoiles - 4 Nuage moléculaire BHR71 (VLT) M < 0.08 M pas de fusion de 1 H Bref épisode de fusion du deutérium Stabilisation à R ~ R Jupiter Puis chaleur résiduelle L décroît de ~ 10 –3 ~ 10 –6 L naine brune (« étoile ratée ») M < 1.3% M pas de fusion de 2 H planète

15 Protoétoiles Conservation du moment cinétique Contraction R diminue v augmente Naissance des étoiles - 5 Étoiles jeunes (HST) le nuage saplatit (force centrifuge) disque autour de létoile centrale ( planètes éventuelles) Démarrage des réactions nucléaires dans létoile pression de la radiation sur la matière circumstellaire jets de matière dans la direction perpendiculaire au disque

16 Objets de Herbig-Haro = nébulosités associées à des étoiles en formation Protoétoile à lintérieur dun nuage dense Entourée du disque protoplanétaire Jets de matière perpendiculaires au disque (v ~ 250 km/s) Ondes de choc quand les jets rencontrent la matière environnante compression, chauffage et émission Image : HH-34, situé dans la région de la nébuleuse dOrion Un des jets caché par la poussière Les lobes sont à ~ 1 A.L. de létoile Émission H (ici associée à la couleur verte) Naissance des étoiles - 6 HH-34 (VLT)

17 Poussières interstellaires Gaz interstellaire Naissance des étoiles Berceaux détoiles Fin du chapitre…

18 Exercices Contraction gravifique, Carroll & Ostlie, p. 412 Naissance des étoiles - 6


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