PRESENTATION AMAS. PRESENTATION AMAS LA MATIERE INTERSTELLAIRE nébuleuse IRAS

Présentation au sujet: "PRESENTATION AMAS. PRESENTATION AMAS LA MATIERE INTERSTELLAIRE nébuleuse IRAS"— Transcription de la présentation:

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2 PRESENTATION AMAS

3 LA MATIERE INTERSTELLAIRE
nébuleuse IRAS

4 L'espace compris entre les étoiles de notre Galaxie n'est pas vide ; il est constitué d'un mélange extrêmement dilué de gaz et de poussières : le milieu interstellaire, désigné par l'abréviation MIS Dans ce milieu, le gaz et les grains de poussière sont intimement mêlés. Un milieu interstellaire est présent dans toutes les galaxies spirales, spirales-barrées et irrégulières. Il est quasiment inexistant dans les galaxies elliptiques et lenticulaires.

5 Bien qu'extrêmement ténu, le milieu interstellaire occupe un espace si vaste qu'il représente une masse de 10 à 15% de celle de l'ensemble des étoiles de notre Galaxie, c'est à dire de l'ordre de 10 à 15 milliards de fois la masse de notre Soleil. Les grains de poussière représentent 1% de la masse totale du milieu interstellaire. La photographie de la galaxie Centaurus A, montre que le milieu interstellaire a une structure extrêmement complexe. On y observe des régions sombres, nuages où le gaz et la poussière sont intimement mêlés, qui côtoient des zones brillantes, appelées nébuleuses, principalement composées de gaz illuminé par les étoiles voisines.

6 Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC 1999
Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC Elle n’émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l’étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc sombre.

7 LA COMPOSITION DU MILIEU INTERSTELLAIRE
Le milieu interstellaire contient 99% de gaz (hydrogène et hélium principalement) et 1% de poussière. On y rencontre des densités de gaz, en nombre de particules par cm3, qui varient de quelques unités dans les zones les plus diffuses, à quelques dizaines ou centaines de milliers dans les régions les plus denses. Ces densités sont extrêmement faibles : le milieu interstellaire est plus ténu que les vides les plus poussés que l'on sait réaliser en laboratoire.

8 GAZ ET POUSSIERES La principale source de poussières sont les étoiles géantes rouges, sur la branche asymptotique . À ce stade d'évolution, ces étoiles synthétisent des éléments lourds, les expulsent par des vents violents, où ces éléments lourds s'agrègent en poussières. Les nuages protostellaires et les enveloppes circumstellaires peuvent présenter des différences notables

9 Le gaz est principalement constitué d'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers ; ce dernier existe sous forme atomique ou moléculaire. Le gaz interstellaire contient aussi quelques traces d'éléments plus lourds, également sous la forme d'atomes ou de molécules. La poussière interstellaire se présente sous la forme de grains extrêmement petits, dont la taille typique est de l'ordre d'une fraction de micron (1 micron = un millionième de mètre). La composition chimique des grains de poussière interstellaire est variée : on y trouve du graphite, des silicates, des carbonates.

10 La poussière est le terme en astronomie pour les solides de petites tailles. Les grains solides dans l'espace sont composés d’éléments très courants (carbone, oxygène, magnésium et silicium). Les deux matériaux principaux sont des silicates (sable) et du carbone (diamant, graphite ou carbone amorphe). Cette petite fraction de grains solides est très importante parce que les solides interagissent fortement avec la lumière. Souvent les gaz sont très transparents. Par contre, les petits grains absorbent et diffusent la lumière avec une grande efficacité . Par leur interaction avec la radiation, ils aident à régler la température dans le milieu interstellaire : chauffer par absorption de la lumière et refroidir par émission de radiation thermique. Le milieu interstellaire modifie la lumière. Image d'une poussière interplanétaire de 10 microns, capturée, à haute altitude dans la stratosphère, par les collecteurs plats d'un avion U2 (2001).

11 LES GRAINS DE POUSSIERE, SONDES DU MILIEU INTERSTELLAIRE
En observant ces décalages de couleur vers le rouge, les physiciens obtiennent des contraintes importantes sur les grains de poussière qui gisent entre les étoiles, sur leur taille et sur la quantité des grains les plus petits. Cette méthode est très indirecte et se limite aux milieux qui ont des étoiles de fond qui éclairent ces petits grains de matière. Pour voir ces grains directement, les astrophysiciens observent dans l’infrarouge lointain et le submillimétrique. Chaque grain absorbe si peu de lumière qu’il reste très froid, souvent à -250° C . Même avec des températures si basses, ils émettent de la lumière, mais c’est de la lumière infrarouge. Herschel est le premier télescope à voir toute cette lumière.

12 Le milieu interstellaire est bien visible sur la photo de la galaxie du Sombrero ci-contre. Les zones sombres signalent la présence des poussières qui absorbent la lumière des étoiles. Les poussières, et le gaz associé, sont concentrés dans un disque étroit autour du plan moyen de la galaxie. La photo donne une idée de ce que verrait un observateur extérieur à notre galaxie en l'observant par la tranche.

13 LA BRANCHE ASYMPTOTIQUE DES GEANTES ROUGES
Lorsque l'hélium est épuisé dans le cœur, l'équilibre de l'étoile est perturbé. Sans source d'énergie interne, le cœur se contracte, et donc l'enveloppe recommence à s'étendre. Le mécanisme qui associe le contraction (dilatation) du cœur et la dilatation (contraction) conjointe de l'enveloppe est identique à celui à l'œuvre sur la branche des géantes. Ce mécanisme de miroir comporte trois ingrédients : un cœur qui produit ou pas de l'énergie, une enveloppe essentiellement convective, et à l'interface une couche d'hydrogène en fusion. Si le cœur se contracte, la couche d'hydrogène voit sa température augmenter, et ceci provoque la dilation de l'enveloppe, et réciproquement. Bételgeuse

14 Dans le diagramme HR, la branche asymptotique est parallèle à la branches des géantes rouges, un peu plus chaude. L'avenir de l'étoile dépend de sa masse. La perte de masse est aussi cruciale pour cette phase d'évolution. La perte de masse pouvant durer jusqu'à un million d'années, ces étoiles de la branche asymptotique s'entourent progressivement d'une enveloppe qui peut atteindre plusieurs masses solaires, et des dimensions importantes, de l'ordre d'une année de lumière, contribuant ainsi à l'enrichissement du milieu interstellaire, avec des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium.

15 NUAGES MOLECULAIRES La matière froide et dense y est présente sous forme moléculaire. On y décèle la molécule CO et des poussières, jouant un rôle important dans l'équilibre thermique du nuage. Messier 8

16 Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus
La matière interstellaire n'existe pas que sous la seule forme des nuages atomiques HI, elle est aussi distribuée dans des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées. Les nuages moléculaires géants sont constitués d'un mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm3 et leur température varie entre 10 et 150 K. La nébuleuse de l’ Aigle en est un exemple typique.

17 Gum 56, la Nébuleuse de la Crevette
Régions HI Cette composante du MIS correspond à des régions froides et peu denses essentiellement composés d'hydrogène atomique (forme neutre HI). EGS-zs8-1 Régions HII Aux alentours des étoiles en formation, le gaz est chauffé sous l'action du rayonnement stellaire, et ionisé (forme ionisée HII de l'hydrogène). Les régions HII ne sont pas confinées sous leur propre gravitation, mais en expansion. Gum 56, la Nébuleuse de la Crevette

18 Diagramme de Hertzsprung-Russell

19 Image infrarouge à 90 micromètres de l'étoile géante rouge U Hydrae, entourée d'un imposant nuage de poussière. Ce nuage s'étend jusqu'à 0.3 année de lumière de l'étoile. Il a dû apparaître lors de poussées de vents violents ayant débuté il y a environ ans

20 PERTE DE MASSE La perte de masse des étoiles géantes rouges est perceptible dans un diagramme rayon/masse obtenu par les données astérosismiques, d'après lesquelles on peut distinguer les étoiles montant la première branche des géantes rouges de celles qui, passées par le sommet de la branche des géantes et l'épisode correspondant de perte de masse, se retrouvent sur le clump et brûlent l'hélium. Alors que les étoiles qui montent la branche ont des masses de 1 à 2 fois la masse du Soleil, celles du clump peuvent avoir des masses plus petites. C'est la signature de la perte de masse. Le clump désigne une zone du diagramme HR correspondant aux géantes rouges de population « I »

21 LA MISSION HERSCHEL une nouvelle fenêtre sur l'univers
Le télescope spatial Herschel doit son nom au physicien William Herschel qui découvrit l’infrarouge en Herschel est ainsi devenu le nom du plus grand télescope spatial pour l’astronomie dans l’infrarouge et le submillimétrique. Il a été lancé par Ariane 5 le 14 mai Le 14 juin, le télescope spatial Herschel, alors situé à plus d’un million de kilomètres de la Terre, a porté son premier regard sur la galaxie Messier 51. Herschel a ouvert une nouvelle fenêtre d'observation sur l'univers. Il s’attaque désormais aux mystères de la naissance des étoiles et de l’évolution de la vie des galaxies.

22 Plus grand que tous ses prédécesseurs - avec une masse d’environ trois tonnes pour une hauteur de près de sept mètres et demi et une largeur de quatre mètres- il est le premier observatoire de l’espace à couvrir l'intégralité de la bande, allant du submillimétrique à l’infrarouge lointain, et le plus grand à travailler dans ces longueurs d’onde. Il se situe à 1,5 million de kilomètres de la Terre, autour du point de Lagrange L2, plus loin que tous les télescopes spatiaux précédents. Grâce à ses compétences uniques et d’avant-garde dans le domaine des matériaux légers à base de carbure de silicium, Airbus Defence and Space a été chargé de réaliser le miroir en carbure de silicium (SiC) d’ Herschel, qui collecte la lumière d’objets distants et peu connus, tels que les nouvelles galaxies situées à des millions d’années-lumière.

23 FIN DE PARTIE POUR LE TELESCOPE SPATIAL HERSCHEL
C'est l'heure du bilan pour le télescope spatial Herschel qui vient de finir sa mission scientifique. L’innovation technologique de cet instrument original a déjà conduit au succès des observations réalisées. Et des découvertes sont encore à venir dans les résultats récoltés.  "Herschel a été éteint, mais ça n'est pas une surprise puisque c'était programmé (...) Il n'y a plus de liquide cryogénique à bord donc il se réchauffe, et à partir du moment où il se réchauffe il devient inutile. Donc on a éteint le transpondeur de Herschel . Fin de mission : 29 avril 2013

24 Les rayonnements électromagnétiques et cosmiques
Le gaz et la poussière ne sont pas les seuls constituants du MIS. Ce dernier baigne en effet dans un rayonnement électromagnétique couvrant toutes les longueurs d'onde, depuis les rayonnements gamma et X, les plus énergétiques correspondant aux très courtes longueurs d'onde, jusqu'au rayonnement radio, le moins énergétique, en passant par les rayonnements ultraviolet, visible et infrarouge.

25 Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions HII, comme on peut le voir sur l'image de la nébuleuse RCW 38. Ces régions HII sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est à dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours.

26 Nuages interstellaires sombres et globules
Les nuages moléculaires sombres et les globules se présentent comme des taches sombres plus ou moins régulières masquant la lumière d'étoiles situées en arrière plan. L'un des plus fameux est la nébuleuse de la tête de cheval.

27 Ces nuages interstellaires ont un contenu moléculaire aussi riche que celui des nuages géants, leur densité est comparable, voire plus élevée (quelques dizaines de milliers de particules /cm3), mais ils sont plus froids (une température de l'ordre de 10°K, voire moins). Les poussières dans ces zones denses absorbent plus ou moins complètement la lumière des étoiles situées derrière, d'où leur aspect de taches sombres, particulièrement visibles dans la photographie du globule B 68

28 Les nuages sombres peuvent présenter des formes plus complexes comme c'est le cas par exemple des globules d. Les observations en infrarouge ont permis de mettre en évidence la présence de sources ponctuelles au sein de certains nuages sombres. Quelques sources IR ont été identifiées comme des étoiles en formation, dont seul le rayonnement infrarouge, moins absorbé par les poussières, parvient à sortir du nuage. e Thackeray.

29 Un nuage interstellaire est le milieu d'où naissent les systèmes solaires. Comptant quelques dizaines de milliards d‘atomes par centimètre cube (par opposition à notre atmosphère, qui en compte des milliards de milliards), et s'étendant sur des centaines d'années-lumière, il contient l'équivalent de plusieurs fois la masse du Soleil en matière gazeuse.

30 Principalement composé d‘hydrogène, l‘hélium étant le second élément le plus abondant, il contient également des traces d'éléments plus lourds, tels le carbone, l‘azote, et le fer. Ces éléments sont le résultat de la fusion thermonucléaire qui s'opère à l'intérieur du cœur des étoiles. Une autre particularité des nuages interstellaires est leur température: au plus 100 Kelvin( -173 ºC ). Les nuages interstellaires froids contiennent l'essentiel des réserves d'eau de l'Univers, principalement sous forme de glace.

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35 BONNE FIN DE SOIREE