• Poussières interstellaires

• Gaz interstellaire

• Naissance des étoiles

Berceaux d’étoiles

Extinction et rougissement

Poussière : grains de différentes tailles (~ 0.1 à 1 m)

Poussières interstellaires

Courbe d’extinction typique

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)

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)

Nuages denses

Lorsque la profondeur optique >> 1 dans le visible → opaques

Poussières interstellaires - 2

→ 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.

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)

Gaz interstellaire

Émission des régions HII

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 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

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

Gaz interstellaire - 3

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

hνn=1

BB k

chThTkE

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

Gaz interstellaire - 4

Nébuleuse « Tête de Cheval » (CFHT)

Molécules interstellaires

Nombreuses molécules découvertes, y compris des organiques

Gaz interstellaire - 5

Nébuleuse de la Carène (HST)

Exemples :

H2 CO

H2O CH4

NH3 CH3OH

HCOOH (acide formique)

CH3O2 (éther diméthylique)

HCN (cyanure d’hydrogène)

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 d’arrière plan → sombre

An haut à gauche : réflexion de la lumière d’Antares (supergéante rouge)

Déclenchement de la formation d’étoiles

Si densité du nuage suffisante → s’effondre 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 d’étoiles voisines

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)

Naissance des étoiles - 2

Piliers gazeux dans M16 (HST)

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

Naissance des étoiles - 3

Globules dans IC2944 (HST)

Naissance de l’étoile

• M > 0.08 M → le cœur de l’étoile atteint une T° suffisante pour la combustion de l’hydrogène

Naissance des étoiles - 4

Nuage moléculaire BHR71 (VLT)

• 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

Protoétoiles

Conservation du moment cinétique

• Contraction → R diminue → v augmente

Naissance des étoiles - 5

Étoiles jeunes (HST)

→ 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

MvRRv

MRILK ~~~ 2

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)

Naissance des étoiles - 6

HH-34 (VLT)

• Poussières interstellaires

• Gaz interstellaire

• Naissance des étoiles

Berceaux d’étoiles

Fin du chapitre…

Exercices

Contraction gravifique, Carroll & Ostlie, p. 412

Naissance des étoiles - 6