Berceaux d’étoiles • Poussières interstellaires • Gaz interstellaire • Naissance des étoiles

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

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 l’observateur (redshift)

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

Gaz interstellaire Régions HII Manifestation la plus spectaculaire du gaz interstellaire Taille jusque 500 pc Densité : ρ ~ 100 mp/m3 ~ 10–25 × ρatm (densité atm. typique au niveau de la mer) → vide très poussé Nébuleuse d’Orion (mosaïque HST)

Émission des régions HII Gaz interstellaire - 2 Émission des régions HII Gaz (essentiellement hydrogène) ionisé par radiation stellaire 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 d’onde [ Notation spectroscopique : XI = X neutre, XII = X une fois ionisé, XIII = X 2 fois ionisé... → HII = H ionisé ] Recombinaison e– avec proton → H excité → émission par désexcitation (dans le visible : série de Balmer vers le niveau n = 2) E I hν n=1 n=2 n=3

Gaz interstellaire - 3 Régions HI Contiennent la majorité du gaz interstellaire, taille ~20 A.L., M ~50 M ~ 100 000 fois plus denses que les régions HII (ρ ~ 107 mp/m3) T ~ 10 à 100 K → émettent dans l’IR Détection la plus aisée : raie à 21 cm de l’hydrogène neutre Dédoublement du niveau fondamental par la structure hyperfine (interaction entre le spin du noyau et le moment cinétique orbital de l’e–) e– excité thermiquement si T > ~0.1 K kB = 1.38 ×10–23 J/K (constante de Boltzmann) E hν n=1

Gaz interstellaire - 4 Nuages moléculaires Densités plus élevées → les atomes du gaz forment des molécules (ou radicaux) H2 : la plus abondante, mais difficilement détectable Détection par émission radio de CO T ~ 10 à 100 K ρ ~ 1010 mp/m3 nuages géants : ~ 40 A.L. M ~ 105 M Nébuleuse « Tête de Cheval » (CFHT)

Molécules interstellaires Gaz interstellaire - 5 Molécules interstellaires Nombreuses molécules découvertes, y compris des organiques Exemples : H2 CO H2O CH4 NH3 CH3OH HCOOH (acide formique) CH3O2 (éther diméthylique) HCN (cyanure d’hydrogène) Nébuleuse de la Carène (HST)

Couleurs des nébuleuses Gaz interstellaire - 6 Couleurs des nébuleuses Quand les images sont en vraies couleurs (combinaisons de filtres)... 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 d’arrière plan → sombre An haut à gauche : réflexion de la lumière d’Antares (supergéante rouge) Antares et Rho Ophiuchi (AAO)

Déclenchement de la formation d’étoiles Naissance des étoiles Déclenchement de la formation d’étoiles Si densité du nuage suffisante → s’effondre sous sa propre gravité 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 d’étoiles voisines M17, Nébuleuse Oméga (HST)

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

Naissance des étoiles - 3 Contraction gravifique Contraction de Kelvin – von Helmholz → libération d’énergie → 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 l’amas IC2944 Taille ~ 1 A.L., M ~ 15 M Globules dans IC2944 (HST)

Naissance des étoiles - 4 Naissance de l’étoile • M > 0.08 M → le cœur de l’étoile atteint une T° suffisante pour la combustion de l’hydrogène • M < 0.08 M → pas de fusion de 1H Bref épisode de fusion du deutérium Stabilisation à R ~ RJupiter Puis chaleur résiduelle → L décroît de ~ 10–3 ~ 10–6 L → naine brune (« étoile ratée ») • M < 1.3% M → pas de fusion de 2H → planète Nuage moléculaire BHR71 (VLT)

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

Naissance des étoiles - 6 Objets de Herbig-Haro = nébulosités associées à des étoiles en formation • Protoétoile à l’intérieur d’un 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 d’Orion Un des jets caché par la poussière Les lobes sont à ~ 1 A.L. de l’étoile Émission H (ici associée à la couleur verte) HH-34 (VLT)

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