Les nébuleuses

Aujourd'hui nous allons parler d'un objet Astrophysique dont le nom vous semble peut-être particulier. Les nébuleuses sont des objets à l'histoire et aux propriétés physiques très différentes. En quelques mots, une nébuleuse est une région du milieu interstellaire caractérisée par une forte concentration en éléments chimiques et qui, sous l'effet de sa température ou celle de sources lumineuses excitatrices, émet ou absorbe de la lumière en particulier dans la bande optique. On observe alors une forme diffuse généralement très colorée.

La nébuleuse du Crabe - aussi appelée M1 ou NGC 1952 suivant les catalogues - est une nébuleuse en émission. Elle est en fait le résidu de l'explosion d'une étoile en supernova, c'est un rémanent. Cette dernière a la propriété d'être l'une des plus brillantes de notre ciel. Et pour cause cet objet est très récent, en effet l'explosion de supernova a été observable de jour pendant deux longues années à la fin du premier millénaire. [Source : Wikipedia]

On remarque aussi que la morphologie et les couleurs sont propres à chaque nébuleuse. Comment toutes ces couleurs sont-elles émises, d'où viennent ces nébuleuses ? Ce sont les questions aux-quelles je vais vous répondre aujourd'hui ;).

Qu'est ce qu'une nébuleuse ?

Le milieu interstellaire est continuellement alimenté en matière par des objets Astrophysiques environnants comme des étoiles massives, des supernovae, des novae et autres. Il arrive donc parfois que le milieu interstellaire devienne localement dense et forme une sorte de nuage de matière. Cette matière peu être de différentes natures et sa nature dépend essentiellement de la température du milieu. Si le milieu est très chaud (), on va avoir de la matière ionisée comme de l'hydrogène ionisé (HII) où même de l'hélium ionisé (HeII) si le milieu est vraiment très chaud. Dans le cas d'un milieu plutôt tiède/froid la matière est sous forme atomique, on a essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium sous forme atomique (HI et HeI). Dans le cas d'un milieu froid et/ou suffisamment dense, les éléments chimiques s'agencent entre eux pour former des molécules et dans les cas les plus froids/denses, ces molécules peuvent s'agencer entre-elles pour former des grains/de la poussière.

Bien-sûr ces dernières sont également composées d'éléments chimiques plus lourds comme le carbone, l'oxygène, l'azote et plus encore. Dans le cas où la température est suffisamment élevée, ces éléments ci-peuvent également se retrouver ionisés (partiellement). Cela dépend enfaîte de ce ce l'on appelle l'énergie d'ionisation des éléments chimiques (on verra ça plus loin).

Les physiciens considèrent par-ailleurs qu'il existe deux types de nébuleuses. Les nébuleuses diffuses qui réfléchissent ou émettent de la lumière et les nébuleuses obscures qui l'absorbent. Ces propriétés dépendent essentiellement de la température de la nébuleuse et de la densité de matière.

Mais comment tout cela fonctionne ? 

Pour comprendre le mécanisme d'émission, d'absorption ou de diffusion de la lumière dans les nébuleuses, il faut discuter de ce que l'on appelle les coefficients d'Einstein (encore lui) qui jouent un rôle fondamental dans la formation de raies lumineuses.

Prenons un exemple simple d'un gaz d'hydrogène à une température élevée disons . A l'échelle microscopique, ce que l'on observe c'est que certains noyaux d'hydrogène sont ionisés, d'autres non. En effet, la température du gaz est suffisamment élevée pour que l'énergie cinétique des électrons soit supérieure à leur énergie de liaison au noyau d'hydrogène et qu'ils se retrouvent en liberté dans le plasma. Les électrons bougent rapidement mais les noyaux d'hydrogène aussi. Il peut donc parfois arriver qu'un électron libre à l'origine se retrouve piégé par un noyau d'hydrogène. On parle de recombinaison.

Finalement dans notre gaz d'hydrogène chaud, on a trois types de processus qui se concurrencent :

  • L'émission spontanée : Un électron lié au noyau d'hydrogène se trouve dans un état d'énergie . Il se retrouve soudainement dans un état d'énergie inférieur libérant ainsi un photon d'énergie . On parle de raie d'émission spontanée.
  • L'émission stimulée : Comme dans le cas précédent, un électron lié se trouve dans un état d'énergie . Le gaz chaud émettant pas mal de rayonnement, si l'électron est percuté par un photon d'énergie , alors l'électron va descendre sur le niveau en émettant un deuxième photon d'énergie . Ce processus est celui qui est utilisé dans les lasers. On parle de raie d'émission stimulée.
  • L'absorption : Un électron lié se trouvant sur le niveau peut aussi absorber un photon d'énergie . Il va alors monter sur le niveau . On parle de raie d'extinction.

Je vous ai décrit les processus d'absorption/émission dans le cas d'un gaz non-ionisé (on parle de processus lié-lié, bound-bound en anglais). Mais on a le même genre de processus dans le cas de gaz ionisés, on retrouve des processus du genre lié-libre, libre-lié, libre-libre, lié-lié (bf, fb, ff, bb). C'est donc ce genre de phénomène qui permet d'expliquer les spectres d'émission et d'absorption des gaz. Et des nébuleuses.

Les nébuleuses ne contiennent pas que de l'hydrogène, les autres éléments chimiques obéissent aux mêmes règles que celles je vous ai présenté.

Mais quelle est donc la différence entre les nébuleuses diffuses et les nébuleuses obscures ? 

A partir de ce que l'on a vu on peut tout en déduire. Les nébuleuses obscures absorbent plus de rayonnement qu'ils en émettent car les électrons sont non-seulement liés aux noyaux mais leur énergie cinétique est très faible. Il ne peuvent monter de niveau qu'en absorbant un rayon lumineux venant d'une source externe.

La nébuleuse de la Tête de Cheval aussi appelée Barnard 33 est typiquement une nébuleuse en absorption. En effet, contrairement au reste de l'image, on observe que la zone contenant la "Tête de Cheval" est sombre et non-transparente car on ne voit pas d'étoiles en arrière plan. C'est bien la preuve que la lumière des étoiles excitatrices est absorbée. [Source : Wikipedia]

Les nébuleuses diffuses se subdivisent en deux catégories : les nébuleuses en émission et les nébuleuses par réflexion. Les nébuleuses en émission sont généralement des gaz ionisés, l'énergie cinétique des électrons est suffisamment élevée pour qu'ils se lient aux noyaux ou se désexcitent en émettant un photon. Les nébuleuses en réflexion sont moins chaudes que les nébuleuses en émission. Elles n'émettent pas de rayonnement de façon spontanée mais leur température est suffisamment élevée pour qu'elles n'absorbent pas tout le rayonnement des étoiles environnantes (qu'on appelle aussi étoiles excitatrices).

Voici un exemple de nébuleuse en émission. La nébuleuse Eta Carinae aussi appelée NGC 3372 est l'une des plus grandes régions HII de la voie lactée. La matière qui la compose se trouve dans l'état ionisé et donc produit sa propre lumière à travers les phénomènes d'émission stimulée et spontanée que je vous ai précédemment présenté.
Voici une petite partie du spectre d'émission de la nébuleuse NGC 3372. On observe dans un premier temps que les raies sont des raies en émission (pics) ce qui nous prouve que la nébuleuse est de type émissive. Ces différentes raies nous donnent des indications sur les propriétés physiques et chimiques de la nébuleuse.

Les nébuleuses et leur histoire

Les nébuleuses planétaires

Contrairement au nom qui leur est attribué, les nébuleuses planétaires n'ont rien à voir avec les planètes. Cette dénomination historique vient du fait qu'en raison de leurs couleurs et leur morphologie, elles ont longtemps été confondues avec des planètes.

En réalité, une nébuleuse planétaire constitue un résidu d'étoile en fin de vie. Mais pas de n'importe quelles étoiles. La masse des étoiles qui donnent une nébuleuse planétaire en fin de vie varie entre 0.8 et 8 masses solaires.

Le principe de la formation de la nébuleuse planétaire est le suivant :

  • Les étoiles jeunes rayonnent de l'énergie en brûlant de l'hydrogène essentiellement et produisent de l'hélium par fusion nucléaire.
  • Lorsque la quantité d'hydrogène devient trop faible mais que la température au cœur de l'étoile n'est pas assez importante, l'énergie gravitationnelle n'est plus compensée par la pression radiative et l'étoile se comprime jusqu'à ce que la température au cœur devienne suffisamment élevée pour brûler l'hélium produisant des éléments plus lourds comme du carbone, de l'azote ou de l'oxygène.
  • Lorsque la réserve d'hélium devient insuffisante, l'étoile - alors au stade de géante rouge - se remet à se comprimer de telle manière que les couches externes sont expulsées sous l'effet de la pression radiative grandissante tandis que le cœur continue de se comprimer donnant ainsi une naine blanche.
  • On se retrouve alors avec un système constitué d'une naine blanche au cœur qui irradie violemment tout le gaz chaud et ionisé environnant et en expansion.

C'est ce gaz chaud que l'on observe et que l'on associe à la nébuleuse planétaire.

 

Voici une nébuleuse planétaire très connue et très appréciée des amateurs d'Astrophotographie. Aussi appelée M57, la nébuleuse de la Lyre est une nébuleuse planétaire relativement jeune puisqu'elle aurait entre 3 000 et 6 000 ans. C'est en effet ce que la forme quasi-sphérique nous suggère. La nébuleuse ne s'est pas assez étendue pour développer d'asymétries liées aux fluctuations de densité du milieu interstellaire. [Source : Wikipedia]

Les rémanents de Supernova

Les rémanents de supernova sont les nébuleuses résiduelles d'une explosion de supernova. Il existe en particulier deux types de supernova :

  • Si étoile massive () brûle tout son combustible, au lieu de donner lieu à une nébuleuse planétaire, cette dernière va d'abord s'effondrer sur elle même et générer une étoile à neutron (bien plus dense qu'une naine blanche) ou un pulsar (étoile à neutron en rotation) tandis que les couches externes vont être rapidement expulsées dans le milieu interstellaire à des énergies bien supérieures au potentiel gravitationnel du système. On parle de supernova de type II.
  • Dans le cas d'un système binaire contenant une naine blanche et une étoile, si la naine blanche accrête suffisamment de matière de l'étoile et entre en collision avec cette dernière, elle peut/le système peut s'effondrer en supernova de la même manière que ci-dessus. On parle de supernova de type I.

Par la suite, l'explosion s'étend suivant différentes phases :

  • Le gaz est d'abord éjecté de manière libre. L'énergie d'expansion de la supernova est telle que la gravitation est négligeable.
  • Le gaz subit ensuite une phase d'expansion dite "adiabatique" c'est à dire sans échange de chaleur avec le milieu. L'énergie est conservée, le gaz du milieu interstellaire est accéléré sans être chauffé.
  • Lorsque l'énergie du rémanent devient faible, le gaz commence à transmettre son énergie au milieu interstellaire en le chauffant. Et ce jusqu'à disparaître.

Ce processus d'expansion s'accompagne de différentes morphologies. Il a essentiellement été identifié deux types de rémanents de supernova : les rémanent à coque, et les rémanents pleins.

Les rémanents à coques rayonnement plus d'énergie au niveau du bord du choc de la généré par le gaz en expansion. Cette énergie est essentiellement non-thermique et est issue du rayonnement synchrotron des particules chargées du milieu interstellaire qui rencontrent le choc.

Les rémanents pleins aussi appelés plérions rayonnent principalement par l'intérieur de l'éjecta. Ceci est en grande partie du au fait que le gaz ejecté est irradié par l'objet compact central. C'est donc plutôt du rayonnement thermique que l'on observe dans ce cas.

Bien-sûr, il existe aussi des rémanent de supernova dits "composites" qui combinent les deux types de rayonnement. La nébuleuse du Crabe est un des exemples les plus célèbres.

 

Les bulles de Wolf-Rayet

Les bulles de Wolf-Rayet sont des nébuleuses très particulières. Elles ne sont pas issues d'une explosion de supernova mais leur dynamique suit les mêmes principes.

Les Wolf-Rayet sont des étoiles extrêmement massives (10 - 150 ) et chaudes (la température de surface peu être supérieure à 30 000 K). Ces étoiles ont des durées de vie extrêmement courtes (environ 1 million d'années), et pour cause, elles émettent un vent stellaire extrêmement puissant dû à l'intensité radiative rayonnée par leur cœur.

Se sont généralement les étoiles massives O ou B qui donnent lieu à une étoile Wolf-Rayet.

Pendant la phase Wolf-Rayet, le vent stellaire expulse toutes les couches supérieures de l'étoile créant ainsi une bulle autour de l'objet rayonnant. Cette bulle est irradiée et sa température est élevée de sorte qu'elle émette de la lumière visible.

Les régions HII

Les régions HII sont des objets assez similaires aux bulles de Wolf-Rayet. Les étoiles chaudes et massives d'un amas d'étoiles auront tendance à libérer de la matière sous l'effet des vents stellaires créant ainsi une zone riche en éléments chimiques. Cette zone est ensuite ionisée sous l'effet du rayonnement des étoiles de l'amas. D'une manière plus générale, les régions HII sont toutes les régions où l'on trouve de l'hydrogène une fois ionisé.

Voici un autre exemple de région HII - NGC604 [Source : Wikipedia]

Les nuages moléculaires

Les nuages moléculaires sont des objets complexes qui jouent un rôle extrêmement important dans la dynamique de la galaxie et en particulier dans la physique de la formation et de l'évolution stellaire. De manière rigoureuse, on qualifie de "nuage moléculaire" tout rassemblement (gravitationnellement lié) de matière suffisamment froide et dense pour que l'hydrogène se trouve principalement sous la forme moléculaire.

Les nuages moléculaires ont entre autres la propriété d'être gravitationnellement liés, c'est à dire qu'ils ne se dissipent pas au cours du temps. Mais cela n'empêche que leur dynamique est extrêmement complexe et est principalement dictée par les mouvements turbulents de matière interne ou provenant de sources externes.

Bien-sûr, les nuages sont des objets froids et denses ce qui signifient qu'ils vont absorber le rayonnement optique, UV, X et plus énergétique de leur voisinage. Par une soirée sans Lune dans un ciel peu pollué, la présence des nuages moléculaires dans le plan de la Voie Lactée est caractérisée par des tâches sombres qui résultent précisément de l'absorption de la lumière optique des étoiles situées en arrière plan.

En revanche, si vous avez la chance de regarder le ciel dans la bande infrarouge, vous verrez de très nombreuses tâches lumineuses qui caractérisent justement la présence de ces nuages. En effet les nuages moléculaires sont chauffés par toutes les sources externes à des températures allant de 10 à 100 K (et plus si affinités) et émettent donc un rayonnement thermique dans la bande infrarouge.

Enfin les nuages moléculaires représentent une source exclusive de formation d'étoiles. En effet, il arrive régulièrement que la masse d'un nuage moléculaire devienne trop importante. Une partie du nuage commence alors à s'effondrer gravitationnellement sur lui-même, sous l'effet de la pression le gaz commence à chauffer et ce processus s'accentue jusqu'à ce que la densité soit si importante que des processus de fusion nucléaire se mettent en place. On parle alors de la phase d'allumage de l'étoile.

La dynamique des nuages moléculaires est extrêmement complexe, celle de la formation des étoiles c'est presque pire et ces processus sont encore assez mal compris. Il y a beaucoup de choses à dire dans ce domaine c'est pourquoi je vous ferai quelques articles là-dessus dans quelques temps. 😉

 

 

On a tendance à considérer les nébuleuses comme une catégorie particulière d'objets de notre univers, un peu comme-ci c'était toujours le même processus qui donnait naissance à un objet unique aux propriétés physiques très simples que l'on appelle "Nébuleuse". Mais j'espère vous avoir convaincu au travers de cet article qu'il n'en est rien. Les nébuleuses sont des objets physiques très complexes. Elles ont des histoires très différentes, elles ont des morphologies très différentes également. Certaines brillent et d'autre non, et ce pour des raisons totalement différentes. Ce sont des objets qui jouent un rôle prépondérant dans la dynamique galactique et comprendre la physique sous-jacente est essentielle pour comprendre des processus physiques fondamentaux comme la formation des étoiles, la mort des étoiles, l'enrichissement du milieu interstellaire en éléments chimiques lourds ... .

J'espère que cet article n'était pas trop chargé et compliqué à lire. Si le sujet vous intéresse, faites le moi savoir et je pourrai vous faire d'autres articles où je détaille un peu plus certains objets. Dans tous les cas si vous avez des questions ou des suggestions à faire, laissez moi un petit commentaire et si vous souhaitez contribuer au fonctionnement du site web, un petit don de soutien me ferait extrêmement plaisir. 🙂

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