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Formation régions HII



  1. #1
    Ignatius84

    Formation régions HII


    ------

    Salut à tous

    après une petite recherche je n'ai rien trouvé de vraiment éclairant sur la question de l'origine des nébuleuses type HII (aigle ou autres pouponnières d'étoiles). En général on dit qu'elles sont issues de nuages moléculaires géants... je trouve que c'est limite une périphrase, une autre manière de les nommer, mais ça ne dit pas "d'où ça vient", si ? Ce nuage est un reliquat compact du nuage d'hydrogène "primitif" ? si oui il est pourtant plus riche en diversité vu qu'on y trouve de l'hélium et autres, donc s'est-t-il enrichi "tout seul", ou à l'aide de supernovae par exemple ?
    Pour garder l'exemple de la nébuleuse de l'Aigle, elle n'a que 5 ou 6 millions d'années apparemment.

    Bref, de manière générale, d'où proviennent ces nébuleuses selon vous ?

    Merci

    -----

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  3. #2
    Deedee81
    Modérateur

    Re : Formation régions HII

    Salut,

    Attention, le gaz primordial contient beaucoup d'hélium (25% en masse).

    Par contre, beaucoup de nuages de gaz ont été ensemencés par des supernovae. Donc ils est fréquent d'avoir des éléments "lourds" (carbone, oxygène,...)

    Les nuages existant se forment par fragmentation de nuages plus grands, anciens, ou par explosions (nébuleuse planétaire par exemple). La région est de type HII car le gaz est ionisé par la présence d'étoiles très chaudes.
    Keep it simple stupid

  4. #3
    Ignatius84

    Re : Formation régions HII

    Merci Deedee81, donc c'est une fragmentation plus d'éventuels apports dus aux SN. Par contre pour les nébuleuses planétaires, tu dis "par explosion", alors que pour moi (et pour les gens à qui je l'explique ) ces nébuleuses-ci sont plutôt la résultante des gaz expulsés lors de la contraction des étoiles de masse solaire ou proche, mais j'imagine que tu parles de la fraction de ces nébuleuses issues d'étoiles suffisamment massives pour exploser.

    En tout cas merci de ta réponse rapide.

  5. #4
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Formation régions HII

    Ça mérite un repost.


    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 (D, Li, Be, B). A l'issue de l'âge dit obscur (puisque dépourvu d'étoiles), 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 (dites de Population III) et celles-ci, probablement très massives (200 à 1000 masses solaires), 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 quelques dixièmes de 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, c-à-d 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 ré-émise dans l'infra-rouge. Un nuage poussiéreux va donc rayonner efficacement. De la sorte, il va se refroidir. Il se condense, ce qui augmente la densité, donc la fréquence des collisions donc 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 froids 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 10 000K sont entretenus par le rayonnement UV dur des jeunes étoiles massives. Ils pèsent sur les couches nuageuses situées 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 - Pour la Science, 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).
    Images attachées Images attachées  
    Dernière modification par Gilgamesh ; 10/10/2017 à 11h18.
    Parcours Etranges

  6. A voir en vidéo sur Futura
  7. #5
    Ignatius84

    Re : Formation régions HII

    Excellent Gilgamesh (une fois encore) ! Donc mon physicien de président n'avait pas totalement raison lorsqu'il m'a repris au sujet des HII qui selon lui n'avaient aucun rapport avec la mort de plus anciennes étoiles. Ces nuages immenses ne sont évidemment pas issus d'une seule gigantesque étoile (de P3 par exemple) mais ont été enrichies par les explosions des populations premières (3 et 2 quoi). Merci beaucoup, je sens que je vais relire ce post une dizaine de fois ;p

  8. #6
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Formation régions HII

    Attention quand même à une chose, la durée de vie d'une région HII est brève, du même ordre de grandeur que les étoiles les plus massives qui l'illuminent, soit quelque millions d'années à peine. C'est à dire qu'on a formation d'une seule génération d'étoile, en une seule flambée, ce qui disperse le nuage et la natalité stellaire va se produire dans une autre région du complexe moléculaire géant auquel appartient la région HII
    Parcours Etranges

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