Effelsberg brochure (1999 - 2005)




Contenu

Naissance des étoiles
Rayonnement radio de la Voie Lactée
VLBI - réseau de télescopes mondial
Galaxies et champs magnétiques
Pulsars, phares de l'univers
L'Institut à Bonn
Le radio-observatoire d'Effelsberg
Les radiotélescopes
La société Max Planck et ses instituts
Mentions d’impression




Naissance des étoiles

Partout dans notre Voie Lactée, des nuages de poussières et de gaz se condensent en étoiles et planètes. On peut voir ces nuages lors d’une nuit claire comme une bande sombre qui traverse la tapis d’étoiles de la Voie Lactée: la matière y est si dense que la lumière des étoiles est obscurcie par les nuages qu’elle traverse. La naissance des étoiles a lieu au plus profond de ces nuages de gaz. De tels nuages de formation stellaire sont bien plus ténus que le vide le plus poussé que l’on puisse obtenir sur Terre, mais aussi tellement grands que leur masse suffirait à créer plusieurs centaines d’étoiles. Ils sont principalement constitués de molécules d’hydrogène. Comme ces molécules d’hydrogène sont difficiles à observer, les astronomes s’aident par l’observation de composés chimiques qu’elles forment à l’état de traces à l’intérieur de ces nuages.

Ainsi on arrive à apporter des preuves avec le radiotélescope de 100m par l’observation de fréquences bien définies du rayonnement radio qui est émis par l’ammoniac ou le méthanol. A partir de l’intensité de ce rayonnement radio, on peut calculer la densité et la température de ces nuages de formation stellaire. On doit connaître ces propriétés si on veut comprendre les processus physiques qui ont lieu à l’intérieur de ces nuages.

Jeunes étoiles au centre de la nébuleuse d’Orion. Bild vergrößern



Jeunes étoiles au centre de la nébuleuse d’Orion.

La nébuleuse d’Orion en est un bon exemple, elle est la grande région de formation stellaire la plus proche avec son éloignement d’environ 1500 années-lumière. Une photographie optique de sa région centrale montre quatre jeunes et chaudes étoiles (appelées les étoiles du trapèze), dont le rayonnement ionise l’hydrogène environnement et le fait briller (région HII). L’illustration 2 montre un extrait de cette image dans les longueurs d’onde radio. Les nuages moléculaires sont ici représentés en couleurs; les couleurs donnent la concentration en molécules de monoxyde de carbone dans le domaine des longueurs d’onde sub-millimétriques. Les contours blancs (courbes de niveau) montrent, comme résultats d’observations radio à de hautes résolutions spatiales, l’étendue de la région HII. L’ionisation et l’échauffement jusqu’à une température d’environ 10000 degrés est dû à la présence des jeunes étoiles chaudes (étoiles du trapèze).

L’image montre très distinctement la transition abrupte entre les deux régions; l’hydrogène ionisé se refroidit lentement à l’intérieur des nuages moléculaires. Dans l’étroit espace entre les deux se trouve une zone de transition notoirement plus froide, qui s’approche de la température spatiale environnante. Les températures dans les deux zones ont été déterminées à l’aide du spectre radio (graphique jaune), mesuré avec le radiotélescope de 100 m à 1,3 cm de longueur d’onde. Il montre une large ligne caractéristique de l’hélium dans la région HII et à côté à gauche la ligne étroite caractéristique du carbone présent dans la région froide de transition. Dans ce cas, plus la ligne est large, plus la température du gaz émetteur est élevée.

Nuages moléculaires et formation d’étoiles dans la nébuleuse d’Orion. Bild vergrößern
Nuages moléculaires et formation d’étoiles dans la nébuleuse d’Orion.

Dans de tels nuages moléculaires se forment des régions de plus forte densité, qui se contractent sous l’effet de leur propre attraction. Ces noyaux nuageux comportent jusqu’à quelques centaines de milliers de molécules de dihydrogène par centimètre cube. Les champs magnétiques qui traversent l’espace interstellaire ont pour conséquence de freiner la rotation des noyaux en attraction. Les noyaux des nuages deviennent finalement si denses que les radiations thermiques ne peuvent plus s’en dégager. Il en résulte une zone d’accroissement de chaleur. Le noyau nuageux devient plus chaud et plus dense, jusqu’à ce que finalement l’hydrogène fusionne en hélium dans la région centrale et qu’une quantité d’énergie géante soit libérée: une étoile est née. Lors de la formation stellaire, le gaz disponible au départ n’est pas entièrement utilisé. Les étoiles fraîchement formées “se font de la place“ en soufflant une partie du gaz restant dans des directions opposées. Le reste se rassemble en un disque de poussières et de gaz autour de l’étoile. Avec le temps, un système planétaire peut se former à partir de ce disque.

 
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