chap07

Berceaux d’étoiles
• Poussières interstellaires
• Gaz interstellaire
• Naissance des étoiles
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
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)
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.
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)
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)
E
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)
I
n=3
hν
n=2
n=1
Gaz interstellaire - 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
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
hc
E  k B T  h  T 
kB
kB = 1.38 ×10–23 J/K (constante de Boltzmann)
E
n=1
hν
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)
Gaz interstellaire - 5
Molécules interstellaires
Nombreuses molécules découvertes, y compris des organiques
Exemples :
H2
CO
H2O
CH4
NH3
CH3OH
HCOOH
(acide formique)
CH3O2
(éther diméthylique)
HCN
(cyanure d’hydrogène)
Nébuleuse de la Carène (HST)
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)
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)
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)
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)
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)
Naissance des étoiles - 5
Protoétoiles
v
Conservation du moment cinétique LK ~ I ~ MR
~ MvR
R
• Contraction → R diminue → v augmente
2
→ 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)
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
HH-34 (VLT)
Berceaux d’étoiles
• Poussières interstellaires
• Gaz interstellaire
• Naissance des étoiles
Fin du chapitre…
Naissance des étoiles - 6
Exercices
Contraction gravifique, Carroll & Ostlie, p. 412