La naissance d'une nébuleuse, réponse à l'avant bigbang ?

[w24186]

Bonjour, je sors d'une visite à " La cité de l'Espace " où j'ai du soulever la question de comment se crée une nébuleuse, d'où proviennent les gaz présents ... En fait comment et pourquoi une nébuleuse est ...
On m'a répondu que l'on ne le savaient pas ... N'a-t-on aucun élément ? Hypothèse ?
En fait il me semble qu'on s'approche de l'avant Bigbang en trouvant la solution à cette question, elle me semble très important. Et vous ?
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[Gilgamesh]

A quelle genre de nébuleuse fais tu allusion ? C'est un terme assez large en astrophysique.

[w24186]

C'est à dire ? ( Je ne m'y connais en rien en astrophysique, mais ça me fascine, j'essaye de comprendre en réalité )

[fulmen]

salut
en fait, ce que veut dire Gilgamesh c'est que il existe différentes nébuleuses qui ne sont pas formées de la même façon: il y en a partir de supernovae ( je sais pas si tu connais ), les nébuleuses de région HII qui survient ( en simplifier ) après l’excitation de l'hydrogène, ... et plein d'autre !

fulmen

[A voir en vidéo sur Futura]

[w24186]

Je vois, je parle des nébuleuses " créatrice d'étoiles " ( à l'inverse justement des après supernovas ). Surement celles de région HII ? Qu'est ce qui excite l'hydrogène ?

[Gilgamesh]

Je vois, je parle des nébuleuses " créatrice d'étoiles " ( à l'inverse justement des après supernovas ). Surement celles de région HII ? Qu'est ce qui excite l'hydrogène ?

Une galaxie au départ c'est du gaz. Ce gaz a une composition précise, celle résultant de la nucléosynthèse primordiale, soit en gros 3/4 d'hydrogène et 1/4 d'hélium + un poil d'autres éléments légers (De, Li, Be, B). A l'issue des âges dits obscures (puisque dépourvus d'étoile), environ 200 Ma après le début de l'expansion, ce gaz primordial, suffisamment refroidit, va s'effondrer de place en place pour former les premières étoiles (dite de Population III) et celles-ci, probablement très massives, vont rapidement exploser en supernovae en dispersant dans le milieu des éléments lourds, que l'on nomme collectivement "métaux" en astrophysique. Il y a là dedans de l'oxygène, du carbone, de l'azote, du silicium, du fer, etc. Ces éléments lourd vont se condenser en poussières.

Ces poussières sont des petites condensations oblongues de 1 à 2 microns formées d'un noyau réfractaire de métaux (Fe essentiellement) et de silicate (SiO2 et consorts) entourés d'une gangue de matériaux volatiles (H2O essentiellement + toutes les autres glaces planétaires : CO2, CO, CH4, NH3...) sous forme de glace amorphe qui dissout une petite fraction de composés carbonés ('hydrocarbures').

Le point important est que ces poussières forment des "radiateurs" très efficaces, c'est à dire que lorsqu'elles sont heurtées par une molécule de gaz, le choc va être inélastique, cad que l'énergie va être absorbée par la montagne d'atomes disposés en réseau cristallin que constitue la poussière et, via les vibration du réseau, être réemise dans l'infra-rouge. Un nuage poussiéreux va donc rayonner efficacement. De la sorte, il va se refroidir. Il se condense, ce qui améliore encore les processus radiatifs. Le gaz galactique pour l'essentiel est "tiède" (~ 10 000 K) c'est à dire grosso modo en équilibre thermique avec le rayonnement des étoiles. En devenant poussiéreux sa température peut être divisée par 1000 pour atteindre 10 K. A cette température, il devient localement instable, c'est à dire que sa pression devient insuffisante pour contrer la force de gravité et il va précipiter pour former des étoiles, de toutes masses. Plus le milieu est froid, plus il peut former de petites étoiles. La petite fraction d'étoiles massives d'une génération (> 8 masses solaires) va finir sa brève existence en supernovae, ce qui va enrichir le milieu en "métaux" et in fine en poussières. Entre temps, la pouponnière vivement éclairée par les feux des étoiles massives va former ce qu'on appelle les régions HII (les petites tâches rosées qui parsèment les bras bleutés des galaxies spirales - cf. illustration). Par un effet de feed back positif la galaxie en gagnant en métallicité va devenir de plus en apte à transformer son gaz en étoiles, jusqu'à épuisement. A l'issue, elle quitte le rang des spirales pour devenir une galaxie elliptique, riche en métaux, peuplée d'étoiles de faibles masses (les étoiles massives vivent peu de temps), dépourvue de gaz et à la natalité stellaire éteinte.


Voilà en gros comment les nébuleuses HII "fonctionnent", dans la grande machine galactique. Mais il y a d'autres types compartiments gazeux, qui s'inscrivent tous dans ce schéma "écosystémique" des cycles de formations stellaires.

Si on détaille : les nuages denses, poussiéreux et froid où se forment les étoiles représentent à peine 2% du volume, mais près de 48% de la masse. Le reste, 98% du volume, est constitué par un milieu dilué, ionisé et chaud, voire très chaud.

Composition de l'atmosphère galactique

Dans les nuages :

Régions H2 (hydrogène moleculaire)
Temprature (K) : 15
Densité dans le plan galactique (atome/cm3) : 200
Epaisseur de la couche (parsecs) : 150
fraction volumique (%) : 0,1
fraction massique (%) : 18

Régions HI (hydrogène atomique) :
Temprature (K) : 120
Densité dans le plan galactique (atome/cm3) : 25
Epaisseur de la couche (parsecs) : 200
fraction volumique (%) : 2
fraction massique (%) : 30

Entre les nuages

Régions HI chaudes (hydrogène ionisé)
Temprature (K) : 8000
Densité dans le plan galactique (atome/cm3) : 0,3
Epaisseur de la couche (parsecs) : 1000
fraction volumique (%) : 35
fraction massique (%) : 30

Régions HII chaud (hydrogène ionisé)
Temprature (K) : 8000
Densité dans le plan galactique (atome/cm3) : 0,15
Epaisseur de la couche (parsecs) : 2000
fraction volumique (%) : 20
fraction massique (%) : 20

Ces deux milieux proche de 10000K sont entretenus par le rayonnement UV dur des jeunes étoiles massives. Ils pèsent sur les couches nuageuse située plus en contrebas et contribue à augmenter leur pression (ce qui joue sur la formation stellaire).

Région HII très chaud (hydrogène ionisé)
Equivalent au milieu coronal stellaire. Entretenu par le rayonnement dur des jeunes étoiles et par le gaz ultra chaud des supernovae qui forme des cheminées creusant l'atmosphère pour éclater à sa surface et retomber après refroidissement radiatif en fontaine de gaz sur le disque.
Temprature (K) : 1E6
Densité (atome/cm3) : 0,002
Epaisseur de la couche (parsecs) : 6000
fraction volumique (%) : 43
fraction massique (%) : 2

Le total de l'atmosphère représente 1/20e de la masse des étoiles. Une partie se forme en étoiles, partiellement restitué en fin de vie, une partie s'échappe à l'infini et alimente le milieu intergalactique, une partie provient de courants d'hydrogène intergalactiques ultra-purs qui tombent sur le disque (HVC high velocity cloud).

source : Ronald Reynolds, L'atmosphère galactique - PLS, fév-02



Tous ces compartiment sont à l'équilibre des pressions.

La pression d'un gaz c'est p = nkT
avec
n la densité volumique de particules (atome ou molécule)
T la température
k la cte de Boltzmann.

Dire qu'il y a équilibre des pression implique autrement dit que le produit nT est constant. Les région très chaudes seront également très peu denses, et vice versa.

A ce schéma de base, il faut rajouter la pression hydrostatique : le gaz disposé sur le plancher galactique (la tranche de jambon froid au centre du sandwich tiède) supporte le poids des couches supérieures, ce qui le comprime et augmente sa densité (donc sa améliore les processus radiatifs, ce qui le refroidit, etc).