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• 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
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