L`univers des étoiles massives - Laboratoire d`Astrophysique de

Université d'Aix-Marseille
L'univers
L'univers
des
des
étoiles massives
étoiles massives
Habilitation à Diriger des Recherches
12 Mars 2013
Présentée par
Delphine Russeil
Jury composé de:
P. Amram
V. Buat
G. Joncas (rapporteur)
E. Le Coarer
Q. Parker (rapporteur)
R. Stamm
A. zavagno
LAM/OAMP – Université d'Aix-Marseille
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Table des matières
Cadre Général ......................................................................................................................................3
I) Les étoiles massives comme traceurs de la structure de notre Galaxie.............................................4
I. 1) Notre Galaxie: historique.........................................................................................................4
I. 2) Notre Galaxie une Galaxie spirale...........................................................................................5
Caractéristiques des galaxies spirales.........................................................................................6
I. 3) Notre Galaxie: sa structure spirale...........................................................................................7
Généralités...................................................................................................................................7
Tracer les bras spiraux de notre Galaxie.....................................................................................8
La notion de complexe................................................................................................................9
Les écarts à la rotation circulaire...............................................................................................13
Le sondage Het la structure spirale de notre Galaxie............................................................14
La structure à 4 bras de notre Galaxie: historique et vision récente..........................................22
Deux ou quatre bras? Notre Galaxie vue en infrarouge............................................................24
Perspectives...............................................................................................................................24
II) La formation des étoiles massives.................................................................................................26
La contribution d'Herschel........................................................................................................26
Perspectives...............................................................................................................................32
III) Les étoiles massives et leur région HII: Cinématique des régions HII ........................................33
RCW108 (Comeron et al. 2005)...............................................................................................33
RCW82 (Pomarès et al. 2009)..................................................................................................36
RCW107....................................................................................................................................38
Perspectives...............................................................................................................................40
IV) Etude statistique de la formation des étoiles massives dans notre Galaxie .................................41
La contribution du sondage HiGAL..........................................................................................41
Perspectives...............................................................................................................................46
V) Etude statistique de la distance des étoiles OB et distance des régions HII..................................48
Etat de l'art................................................................................................................................48
Etoiles OB dans la direction de NGC 6334 et NGC 6357........................................................50
Perspectives...............................................................................................................................52
VI) Quel type de structure spirale pour notre Galaxie ?.....................................................................53
Discussion.................................................................................................................................53
Perspectives...............................................................................................................................58
CONCLUSION...................................................................................................................................59
Remerciements...................................................................................................................................60
Références..........................................................................................................................................61
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Cadre Général
Le but de ce document est de présenter une revue des travaux auxquels j'ai participé de façon
significative depuis ma thèse et qui visent à quantifier l'impact des étoiles massives dans la
structuration de notre galaxie et à terme des galaxies extérieures. Ce document se présente sous la
forme d'une présentation synthétique de mes principaux résultats ainsi que de leur mise en
perspective dans le cadre plus général des recherches nationales et internationales sur le sujet.
L'étude de la Voie Lactée en tant que galaxie a connu un fort essor dans les années 60-70 avec
l'arrivée des premiers sondages du plan Galactique dans le domaine radio et optique (H). Dans ce
cadre, le problème de la détermination de la distance des traceurs (régions HII plus
particulièrement), de la structure des bras et de la courbe de rotation s'est vite posé notamment en ce
qui concerne la résolution de l'ambiguïté des distances pour les sources à l'intérieur du cercle
solaire. La combinaison des données radio et optique a permis de résoudre pour un grand nombre de
régions HII cette ambiguïté. Un long et fastidieux travail de détermination des distances des régions
HII a alors été mené : pour chaque région il a fallu identifier les étoiles excitatrices, déterminer la
vitesse systémique, corriger des écarts à la rotation, résoudre l'incertitude des distances ..etc.
Ce travail mené par Y.M. Georgelin et résumé dans sa thèse a permis en 1976 le premier tracé
cohérent de la structure spirale à 4 bras de notre Galaxie.
Cette étude qui a été menée en partie grâce à l'interféromètre de Pérot-Fabry à ordre fixe qui
permettait d'accéder à la vitesse du gaz ionisé visible en H, a ouvert la voie a un nouveau sondage :
la sondage H du plan galactique Sud avec un Pérot-Fabry à balayage. Les avancées technologiques
en informatique ont permis le développement de cet instrument (l'instrument CIGALE) dans les
années 80 par l'équipe interférométrie de l'observatoire de Marseille. Au début des années 90
avaient lieu les premières lumières du sondage, et c'est dans ce cadre qu'en 1995 j'ai débuté ma thèse
portant sur l'analyse de ces données dans le but de préciser la structure spirale de notre Galaxie.
Avec Y.M. Georgelin nous avons analysé plus de 300 cubes, grâce aux programmes spécifiques
développés par E. Lecoarer, complétés par des observations moléculaires au SEST (observations
menées en collaboration avec A. Castets) et des données multi-longueur d'onde de la littérature.
L'effort commun des différents membres de l'équipe a permis de quasiment boucler la couverture
des zones prévues. Nous avons alors en 2003 pu retracer la structure spirale de notre Galaxie grâce à
l'établissement d'un catalogue de 481 complexes de formation stellaire. Nous avons ainsi précisé et
rallongé le tracé des 4 bras spiraux de notre Galaxie et visualisé son gauchissement spatial.
En parallèle la thématique galactique commençait à revenir au centre des préoccupations de
l'astronomie mondiale via l'apparition de sondages tel que le sondage photographique H du plan
galactique sud à l'AAO. C'est dans ce cadre que j'ai effectué mon premier post-doc pour participer à
ce sondage sous la direction de Q. Parker. Les superbes images à haute résolution spatiale et à très
grand champ (28deg² sur le ciel par pointé) ont permis la détection de nombreuses nouvelles
nébuleuses planétaires, doublant ainsi le nombre de tels objets connus jusqu'alors (projet MASH
Parker et al. 2006). Pendant ce temps, le domaine de longueur d'onde infrarouge commençait à
prendre son essor grâce au développement technique notamment lié au satellite ISO. C'est dans ce
cadre que j'ai effectué un post-doc a Helsinki, sous la direction de K. Matilla, sur l'étude de L1642
un nuage translucent. L'étude reposait sur l'exploitation de données ISO et de données moléculaires
obtenues au SEST. J'ai notamment utilisé la méthode de décomposition en composantes principales,
initialement appliquée à nos données , pour analyser les données des raies moléculaires (Russeil
et Castets, 2004).
L'arrivée du satellite Herschel a fini de replacer la thématique de l'étude de notre Galaxie au centre
des préoccupations à travers en particulier l'étude de la formation stellaire massive. Je me suis ainsi
impliquée dans les programmes galactiques d'Herschel tels que HOBYS et HiGAL. Ce satellite et
ses instruments sont en train de révolutionner notre vision de la structuration de la poussière dans la
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Voie Lactée, de la formation des étoiles, de la structure des parties centrales de notre galaxie ...etc..
En parallèle l'ère des grands sondages (e.g. HiGAL, MSX, AKARI, SPITZER, 2MASS, NANTEN,
GAIA, VISTA, ATLASGAL ... etc) révolutionne et révolutionnera encore dans les années à venir
notre approche multi-longueur d'onde de la structure Galactique.
Je propose maintenant de détailler mes contributions à ces sujets.
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I) Les étoiles massives comme traceurs de la structure de
notre Galaxie
I. 1) Notre Galaxie: historique
Cette entité a longtemps eu le statut Universel tenu aujourd'hui par l'Univers et a été l'Oméga de
nombreux chercheurs depuis la renaissance, depuis l'époque où nous avons enfin réalisé que ni la
Terre ni le Soleil n'avaient le statut de centre de l'Univers. Même de nos jours, une grande partie des
bases de l'astrophysique tirent leur substance du terreau galactique et il est d'ailleurs cocasse de
noter que dans une bonne partie des illustrations des manifestations cosmologiques continuent de
figurer des paysages galactiques. Malgré ces siècles d'étude, le sujet n'est pas clos et d'importants
progrès restent à faire, même dans des sujets aussi basiques que le nombre de bras dont est pourvu
cet univers-île. De fait, et depuis longtemps, les astronomes se sont penchés sur l'étude de la
structure de notre Galaxie. Ce n'est qu'en 1610 que Galilée, avec l'invention de la lunette, observa
pour la première fois que la Voie Lactée était en fait, non pas fluide comme on le pensait alors à
l'époque, mais était constituée d'un nombre incommensurable d'étoiles. En 1750, Thomas Wright
imagina que les étoiles de la Voie Lactée formaient une structure aplatie dans laquelle se trouvait
notre Soleil. Il faut malgré tout attendre la fin du XVIII siècle pour que William Herschel effectue la
première étude scientifique de notre Galaxie et abandonne la vision héliocentrique du système
galactique. Postulant que les étoiles étaient réparties de manière uniforme et étaient toutes
identiques et observables, il effectua des comptages d'étoiles dans exactement 683 directions. En
effet, le nombre d'étoiles dans une direction donnée étant proportionnel à l'extension de la Galaxie
dans cette direction, il était alors possible d'accéder à la distribution des étoiles et donc à la forme et
l'étendue de notre Galaxie. Il montra ainsi que la Galaxie était un disque aux contours irréguliers, et
que le Soleil n'occupait donc pas le centre de ce système. Avec le développement des méthodes
spectroscopiques et de la photographie, de nouvelles observations devenaient possibles. Ainsi vers
1901, Kapteyn ré-appliqua la méthode des comptages d'étoiles dans quelques 200 directions à partir
de plaques photographiques collectées à travers le monde, en y ajoutant des mesures de brillance, de
mouvements propres, de vitesses radiales et des estimations du type spectral. Mais, ne prenant pas
en compte l'absorption due au milieu interstellaire (qui vient biaiser la détermination de la distance
des étoiles), son modèle était similaire à celui de W. Herschel. Il y ajouta malgré tout une échelle de
distance, en estimant que notre Galaxie était 5 fois plus longue dans la direction du plan galactique
que perpendiculairement à celui-ci. Ce n'est qu'en 1917 que H. Shapley, par l'étude de la distribution
des amas globulaires, donna une idée correcte des dimensions de la Galaxie en estimant à 10 kpc la
distance du Soleil au centre galactique.
En parallèle, en 1914, V. Sliper montra que les galaxies sont en rotation et H. Hubble montra en
1923, en découvrant des céphéides dans la galaxie d'Andromède, que les galaxies sont en fait des
objets extra-galactiques. Ces découvertes posent les bases de l'échelle des distances et suggèrent
ainsi que la Galaxie n'est qu'une entité parmi les autres.
Les premiers modèles décrivant la rotation de notre Galaxie sont le travail de B. Lindblad en 1926.
Il propose que le Soleil et les étoiles de faible vitesse présentent une rotation circulaire autour du
centre galactique. En particulier, J.H. Oort développe une théorie cinématique en accord avec les
observations, dans laquelle la rotation est différentielle. Ainsi la représentation de notre Galaxie
tend vers une structure spirale.
Parallèlement, dès 1920, il est communément accepté que la matière interstellaire absorbant la
lumière des étoiles existe dans notre Galaxie, mais ce n'est qu'en 1930 que les travaux de R.J
Trumpler, basés sur des mesures de couleurs, de brillances et de types spectraux d'amas galactiques
montrent que le rayonnement est d'autant plus atténué que l'étoile est loin de nous. Les poussières,
en absorbant la lumière dans le visible et l'ultra-violet, gênent la connaissance de notre Galaxie en
rendant inaccessibles les régions lointaines. Heureusement, le voile put être levé grâce aux radio-
télescopes et notamment la découverte en 1951 de la raie de l'hydrogène atomique à 21 cm. Les
ondes radio, n'étant pas absorbées par le milieu interstellaire permettent de sonder à grande distance
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