Berceaux d’étoiles • Poussières interstellaires • Gaz interstellaire

Présentation au sujet: "Berceaux d’étoiles • Poussières interstellaires • Gaz interstellaire"— Transcription de la présentation:

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

2 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

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 l’observateur (redshift)

4 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.

5 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)

6 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

7 Gaz interstellaire - 3 Régions HI Contiennent la majorité du gaz interstellaire, taille ~20 A.L., M ~50 M ~ 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

8 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)

9 Molécules interstellaires
Gaz interstellaire - 5 Molécules interstellaires Nombreuses molécules découvertes, y compris des organiques Exemples : H2 CO H2O CH4 NH3 CH3OH HCOOH (acide formique) CH3O (éther diméthylique) HCN (cyanure d’hydrogène) Nébuleuse de la Carène (HST)

10 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)

11 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)

12 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)

13 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)

14 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)

15 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)

16 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)

17 Berceaux d’étoiles Fin du chapitre… • Poussières interstellaires
• Gaz interstellaire • Naissance des étoiles Fin du chapitre…

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