Grande Encyclopédie Larousse 1971-1976Éd. 1971-1976
N

nébulosité galactique (suite)

Les dimensions, la brillance, la température d’une nébuleuse dépendent de la densité du gaz et de la température de l’étoile centrale. Si le gaz est peu dense ou peu étendu, le rayonnement ultraviolet n’est que partiellement absorbé, traverse tout le gaz, et la région H II se termine là où le gaz vient à manquer. Au contraire, si le gaz est dense ou étendu, tout le rayonnement ultraviolet est absorbé, puis réémis à plus grande longueur d’onde. Mais, avec la distance, la sphère centrée sur l’étoile augmente de volume, et les photons se diluent dans le gaz. Le diamètre de cette sphère, dite « sphère de Strömgren », dépend de l’intensité lumineuse de l’étoile dans l’ultraviolet, donc de sa température et de la densité du gaz. Dans un gaz ayant une densité de 1 atome d’hydrogène par centimètre cube, ce diamètre est de 100 pc pour une étoile de 33 000 K, de 40 pc pour une étoile de 21 000 K et de 1 pc seulement pour une étoile de 10 000 K. La température de la nébuleuse résulte de l’équilibre entre les processus de chauffage et de refroidissement, c’est-à-dire entre les apports et les prélèvements d’énergie cinétique aux électrons et aux atomes du gaz. Le calcul donne des températures de 10 000 K à 20 000 K. Le gaz d’hydrogène neutre H I a une température bien plus basse, 100 K environ. La région H II est donc un nuage de gaz chaud entouré de gaz froid. C’est une situation instable. En effet, les régions H II sont des objets jeunes, en évolution. Elles ont au plus l’âge des étoiles chaudes O et B qui les ont produites, lesquelles ont une vie courte, de quelques millions d’années, au plus. Dès que s’allume une étoile chaude au sein d’une nébulosité, les photons ultraviolets ionisent les atomes, le gaz ionisé chaud repousse le gaz neutre froid. Les photons cassent, aussi, les grosses particules de poussières et repoussent les petites par pression de radiation. Cela explique les étoiles « à cocon », entourées d’une région H II et d’un cocon de poussières non encore détruites. La densité croît sur le front d’ionisation qui s’étend, rencontrant parfois des zones plus denses résistant à la poussée. Celles-ci sont alors contournées, mais, en bordure, les collisions et recombinaisons électroniques sont nombreuses. Cela donne des formations « en trompes d’éléphant » et des nuages obscurs à bords brillants. Des découvertes récentes ont dévoilé la complexité de ces nébuleuses qui sont peut-être la base de la formation active de nouvelles étoiles.


Nébuleuses planétaires

Vues dans un télescope, ces petites nébuleuses aux contours nets ressemblent à des planètes, d’où leur nom ; mais ce sont des nébuleuses dont le gaz est rendu lumineux par fluorescence, provoquée par une étoile centrale très chaude. Elles émettent notamment les raies interdites de l’oxygène ionisé, qui leur donnent une teinte verte. La forme des raies suggère que le gaz a été éjecté de l’étoile à une vitesse de l’ordre de 30 km/s et en quantité importante (de 1/10 à 1/5 de masse solaire) ; 50 000 ans après l’éjection, la coquille gazeuse atteint un diamètre de quelques millions de diamètres solaires ; 100 000 ans après, l’enveloppe est devenue si ténue qu’elle devient imperceptible. Une nébuleuse planétaire est donc un phénomène temporaire.

Les étoiles centrales sont parmi les plus chaudes connues ; elles peuvent atteindre 100 000 K. Pourtant, elles sont très peu lumineuses, car elles sont de très petite taille, comme les naines blanches. Contrairement aux nébulosités précédentes, les nébuleuses planétaires se trouvent dans les régions les plus vieilles de la Galaxie : noyau, disque en dehors des bras spiraux et amas globulaires. On en connaît un millier et on estime leur nombre total, dans la Galaxie, à 50 000. On pense qu’elles sont un des derniers stades d’évolution des étoiles de masse voisine de celle du Soleil, au cours duquel l’étoile perd de la masse et devient naine blanche.

Ultérieurement, dans des milliards d’années, toute activité cessera ; l’étoile n’émettra plus aucun rayonnement et deviendra une naine noire.


Restes de supernovae

Ce sont les restes d’une explosion gigantesque qui marque peut-être la fin de l’existence des étoiles massives. Au cours de cette explosion, une fraction importante de la masse de l’étoile est éjectée à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. La nébuleuse du Crabe est le reste de la supernova observée par les Chinois en 1054 dans la constellation du Taureau, comme on a pu le reconstituer par la vitesse d’expansion du gaz.

L’énergie ainsi libérée est énorme : au maximum de luminosité, lors de l’explosion, l’étoile brille comme 10 milliards de Soleil. On pense qu’une étoile massive ayant brûlé son hydrogène et son hélium s’est effondrée sur elle-même, libérant cette grande quantité d’énergie et éjectant une grosse partie de sa masse. Actuellement, on observe au centre de la nébuleuse du Crabe le résidu de cette explosion, une étoile de magnitude 15, qui est un pulsar. La masse du pulsar est voisine de celle du Soleil. Son rayon est seulement de 10 km. C’est une étoile à neutrons, en rotation très rapide, acquise pendant l’effondrement, par conservation du moment cinétique. Le champ magnétique stellaire, comprimé, a sans doute atteint des milliards de gauss et, au cours de la rotation, il induit un champ électrique énorme qui accélère les particules ionisées. Celles-ci, dans le champ magnétique régnant dans le gaz de la nébuleuse, produisent le rayonnement synchrotron.

On observe aussi des restes plus ténus de supernovae plus anciennes, comme la Boucle du Cygne, où l’explosion date de 8 000 ans, et quelques filaments à la position de la forte radiosource Cassiopée A.

Il se produit quelques explosions de supernovae par millénaire dans une galaxie comme la nôtre. Les novae sont des explosions analogues, mais à plus petite échelle et plus fréquentes dans la Galaxie. Elles brillent au maximum comme 100 000 Soleils, libérant également de l’énergie et de la matière. Elles éjectent une masse de gaz de 10–5 à 10–4 masses solaires, à la vitesse de 1 000 à 2 000 km/s.

Toute cette matière stellaire éjectée, riche en éléments lourds, synthétisés par les étoiles au cours de leur existence, retourne dans le milieu interstellaire, où se forment de nouvelles étoiles de composition chimique plus évoluée que celle de la génération précédente, modifiant ainsi peu à peu les populations stellaires des galaxies.

N. H.

➙ Ciel / Étoile / Galaxie / Pulsar / Radioastronomie / Soleil / Univers.

 G. Abell, Exploration of the Universe (New York, 1964 ; nouv. éd., 1969). / P. Gingerich (sous la dir. de), Frontiers in Astronomy (San Francisco, 1969). / J. C. Pecker (sous la dir. de), la Nouvelle Astronomie, science de l’Univers (Hachette, 1971).