Décriptage astrophysique des images des grandes régions HII

Gérard Finet

Ce décryptage a été rendu possible grâce aux cours du Diplôme Universitaire « Explorer et Comprendre l’Univers » (DU ECU) à l’observatoire Paris-Meudon associés au stage à l’Observatoire de Haute-Provence que j’ai suivis (2016-2017) et aux recherches bibliographiques personnelles dans les revues Astronomy & Astrophysics et The Astrophysical Journal.

Introduction

L’observation d’une image d’une région HII étonne et émerveille par ses couleurs et ses formes complexes. Au premier regard en effet les lumières vives centrales illuminent les nuages moléculaires environnants du milieu interstellaire et cette lumière révèle des silhouettes singulières et des nuages obscures. Les amateurs en astronomie que nous sommes tous se contentent souvent de l’imagerie à des fins plus esthétiques que scientifiques. Cependant notre but est bien de tenter d’obtenir des images précises, réduites, et traitées de telle manière que nous puissions en extraire le maximum d’informations pertinentes sans altérer l’information durement acquise au cours des nuits. En effet, certains processus de traitement peuvent pour des raisons esthétiques altérer l’image. Les processus de traitement des images doivent respecter une “éthique“ telle que tout algorithme utilisé soit appliqué à tous les pixels de cette image, de plus aucun traitement doit être destructeur et responsable d’une perte d’information.  En ce sens, mes traitements (réduction des images brutes, drizzling, déconvolution, réduction du bruit gaussien ou de poisson, HDR, rehaussement) ne sont faits exclusivement qu’avec la plateforme de traitement d’image PixInsight 1.8 (Pleiades Astrophoto, Spain – www.pixinsight.com). A notre niveau de connaissance, notre démarche se limitera à l’observation/aux vérifications astrométriques/aux analyses astronomiques ou astrophysiques.

Perception de l’aspect global des nébuleuses gazeuses et des régions HII

Ce sont tout d’abord les distances qui nous séparent de ces régions et leurs dimensions intrinsèques qui sont impressionnantes. Pour exemple, NGC 7822, grande région HII se projetant dans la constellation de Céphée centrée sur un jeune cluster d’étoile Berkeley 59 dans la constellation de Céphée, se situe à environ 3000 année-lumière (al) (1 al = 10¹³ km) de nous. Un simple pilier obscur comme le “Dancing Queen“ elephant trunk (DQ) (photo ci-dessous – GF) à une hauteur de 1.9 parsec[1] soit 6.2 al., avec une largeur de 0.12 pc (ref: Gahm et al. A&A 2006).

Les couleurs et les formes nous impressionnent. Les images peuvent être acquises en mode RVB et rendent ainsi un aspect global fidèle aux couleurs du spectre visible. Cependant, de telles régions où une partie des nuages moléculaires sont intensément ionisés s’expriment beaucoup mieux en fausses couleurs après acquisitions avec des filtres interférentiels à bande étroite qui permettent de capter spécifiquement certaines longueurs d’onde dans le spectre visible correspondant soit à la raie de Balmer de l’hydrogène ionisé une fois [Ha] (656 nm), à celle de l’oxygène ionisé deux fois [OIII], ou celle du sulfure ionisé une fois [SII]. Une palette de fausses couleurs est appliquée, la palette SHO (utilisée par l’HST – Hubble Space Telescope). Rouge pour SII, Vert pour Ha, et Bleu pour OIII. D’autres arrangements de palette existent. Les couleurs soulignent ainsi la distribution spatiale de ces nuages d’atomes ionisés. Plus encore, ces fausses couleurs permettent aussi d’accentuer les contrastes entre les differentes parties des nuages moléculaires en augmentant la résolution en contraste. Cette augmentation de la résolution en contraste complète la résolution spatiale liée à la chaine image lors de l’acquisition. En effet, chaque couche acquise est monochromatique avec pour une acquisition en 16 bits soit 65536 niveaux de gris. Même en améliorant la représentation de la dynamique des niveaux de gris, l’oeil ne perçoit pas beaucoup plus que 16 à 20 niveaux de gris. Cette palette SHO facilite la discrimination de fins détails dans les structures moléculaires observées. Cependant ce sont les formes qui doivent nous intriguer bien plus que les couleurs elles-mêmes.Ces régions HII sont de vastes nuages moléculaires ionisés par une ou plusieurs étoiles jeunes, massives, très chaudes, de couleur bleue-blanc, de classe O. En effet, il y a le plus souvent un amas d’étoiles (cluster). Ces étoiles produisent un front d’irradiation UV très intense associée à de puissants vents stellaires à hautes vitesses. Celà produit ainsi une bulle d’expansion HII délimitant une zone centrale de gaz ionisés et chauds créant une interface avec le nuage moléculaire original, neutre et froid. La densité de ces nuages moléculaires neutre et froid est d’environ 10³ particules/cm³. Leur température est de 10° K (kelvin, le zero absolu est égal à 0°K soit -273° Celsius). Une région ionisée HII a une température de 100 à 10000° K.

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Les nuages moléculaires

Ces nuages moléculaires font partie du milieu interstellaire (MIS) et s’étendent sur des distances gigantesques d’environ un à quelques dizaines de parsecs. Ce MIS est composé de gaz et de poussières. La densité moyenne du MIS est de 10³ à 10⁴ particules (atomes)/cm³. A titre de comparaison, le vide expérimental le plus poussé sur terre est de 10⁷ particules/cm³, et la densité de l’air dans notre atmosphère (sans pollution particulière) est de 10¹⁹ particules/cm³ !! C’est à dire qu’il nous faut diluer 1 cm³ de notre atmosphère dans un volume de 10 km³ pour retrouver une densité comparable à celle du MIS !! (le ratio entre les deux densités est donc 10¹⁹/10³ = 10¹⁶ ; cad qu’il nous faut diluer notre cm³ d’atmosphère dans un volume 10¹⁶ plus grand soit 10¹⁶ cm³ avec 1 km³=10¹⁵ cm³  donc 10 km³).

Le MIS est donc composé de gaz pour 99% de sa masse totale et 1% de poussière. Il existe deux phases gazeuses : 1) une phase dense et froide correspondant au nuage composé d’hydrogène moléculaire (r ≈ 10³ à 10⁴ particules/cm³  ;  T ≈ 10° K) ; 2) une phase dense et chaude composée d’hydrogène ionisé HII avec émission Ha (r ≈ 10² à 10³ particules/cm³  ;  T ≈ 10 000° K).

Les poussières sont en fait des grains irréguliers de très petites tailles comprises entre 1 nm et 0.1 mm. Elles sont composée de carbone ou de silice (silicates). Ces poussières se révèlent par diffusion et absorption à l’origine d’extinction. Dans le disque galactique, l’extinction augmente avec la distance : – 2 magnitudes/kpc[1] (ce qui correspondant à une réduction de l’intensité lumineuse initiale de 1/2.5² soit 1/6.25). Cette extinction est plus grande dans le visible que dans l’IR (infrarouge).

Impact des étoiles de type O sur la génèse et l’expansion des régions HII

Ces régions HII sont générées par une ou plusieurs étoiles de type O. Ce type O s’intègre dans une classification de Harvard, classification des étoiles en fonction de leur type spectral. Un type spectral caractérise d’autres critères comme la température de surface déterminée par la loi de Wien, la luminosité, la masse, et la gravité. Ces critères ne sont pas indépendants entre eux. Ainsi, une étoile de type spectral O est une étoile de couleur bleue ou blanc (spectre visible), massive [10 à 150 masses solaires ; masse solaire = 1.9 10³⁰ kg], très chaude [T: 30 000° à 52 000° K], et très lumineuse [10⁴ à 1.5 10⁸ fois celle du soleil]. Comme elles sont massives, leur durée de vie est courte, d’environ 1 million d’années dans la séquence principale du diagramme HR (Hertzsprung-Russell) qui relie luminosité et température de surface des étoiles. Compte-tenu de ces propriétés, ces étoiles émettent intensément des UV et produisent des vents stellaires puissants qui se meuvent avec des vélocités jusqu’à 1000 km/sec. UV et vents stellaires vont être à l’origine des transformations du nuage moléculaire avoisinant.

L’équilibre dynamique des nuages moléculaires

Les nuages moléculaires sont pratiquement à l’équilibre dynamique du fait que leur existance est très ancienne. L’équilibre dynamique se fonde sur les effets de 2 forces : 1) l’attraction gravitationnelle et 2) la pression due à l’agitation thermique. En d’autres termes, la densité du nuage (n particules/cm³) et sa température (K) vont enter en jeu dans cet équilibre : si la densité augmente alors les effets gravitationnels (G) augmentent aussi, et si la température augmente alors les atomes des gaz auront une agitation croissante telle que la pression des gaz (Pr) va augmenter. G s’oppose à Pr.

Si G vient à l’emporter sur Pr alors se produit un effondrement gravitationnel du nuage qui va générer des températures très élevées induites par cette compression des gaz. Quand cette température est supérieure à 10 millions de degrés des réactions thermonucléaires peuvent s’initier et former ainsi une étoile centrée sur un disque protostellaire.

Les déclencheurs d’instabilité des nuages moléculaires

• Etoiles massives et chaude de type O
• Supernovae
• Collision entre deux galaxies
• Collision entre deux NM
• Passage d’une onde de densité galactique

Fonction de masse initiale (IMF : initial mass function)

Cette IMF correspond au résultat de fragmentation d’un NM. Une notion complémentaire est le taux de formation d’étoiles (SFR : star formation rate). Les étoiles nouvellement formées sont groupées en amas central et ont le même âge. Il est possible alors d’établir la distribution des masses. La photométrie permet de déterminer la lumisosité. La luminosité et un modèle stellaire permettent de déterminer la masse et l’âge. Le comptage des étoiles par intervalle de masse d’un jeune amas permet de déterminer l’IMF.

Simulations numériques de l’évolution des régions HII

Il est reconnu que les distributions de densité et de vélocité du MIS sont structurées par les effets des turbulences. Les turbulences d’un MIS, où des étoiles sont en formation, sont supersoniques d’environ 10 Mach ou plus (Mellema et al. The AJ 2006). Ce milieu subit donc d’importants phénomènes de compression. Une fois les étoiles jeunes apparues, elles photo-ionizent l’environnement du MIS format des régions HII en créant des structures centrifuges de morphologies et de tailles différentes et irrégulièrement distribuées. La propagation du front d’ionisation se fait donc dans un milieu turbulent à l’origine d’une distribution anisotrope avec créations de formes singulières : digitations, piliers aussi appelés “elephant trunks“, structures cométaires). La coquille de gaz se fragmente progressivement à partir d’une étoile massive et la propagation du front d’ionisation produit une structure tridimensionnelle de densité inhomogène. Ces régions peuvent êtres compactes (< 0.001 pc) ou vastes (> 1pc). Un MIS turbulent à 7 ou 8 Mach correspond à des vitesses de 2  à 3 km/sec et la vitesse des gaz ionisées dans les premiers 50 kyr est d’environ 8 km/sec. Les interactions entre ces deux vitesses produisent des vitesses finales de ≈ 5 km/sec soit 2 fois la vitesse initiale de la turbulence du nuage moléculaire d’origine.

Grâce à des simulations numériques, appliquant des modèles hydrodynamiques et radiatifs afin de mettre en évidence l’évolution dynamique de régions HII dans des nuages moléculaires turbulents, Mellema et al. (Mellema et al. AJ 2006) ont produit des cartographies synthétiques d’émission optique à bande étroite pour des longueurs d’onde spécifiques : Na [658.3 nm] (rouge), Ha [656.3 nm] (vert), et OIII [500.7 nm] (bleu). Les 3 séries de cartographies sont à des temps d’évolution différents : à gauche à 100 000 ans, au milieu à 250 000 ans, et à droite à 500 000 ans. L’abondance des gaz a été prise en compte : O/H = 3.10^-4 et N/H = 5.10^-5. Les formes sont très irrégulières à grande échelle et fréquemment associées à des structures avec des bordures brillantes (bright-rimmed structures) puis des aspects filamentaires. 1) Au début de l’ionisation, la photo-ablation du nuage donne des aspect cylindriques aux structures orientées dans la direction de l’émission. 2) Plus tard, les structures obtenues par photo-ablation deviennent plus allongées en forme de doigt avec une forme sphérique d’ablation (photo-évaporation) sur la tête lumineuse de la digitation pointant toujours vers l’étoile ionisante. 3) Après plus de 400000 ans d’évolution il y a une recombinaison des fronts d’ionisation qui se distinguent de la photo-ablation parce que la densité des gaz ionisés est moindre à la tête du pilier et se déplace vers les bords  plus diffus de leur corps vers la queue du pilier.

Deux composantes des nuages moléculaires interagissent : des nuages moléculaires denses et froids (T ≈ 10 à 20° K – r ≈ 10³ à 10⁴ /cm³) et des régions HII denses et chaudes (T ≈ 10 000° K – r ≈ 10² à 10³ /cm³) ionisées avec émission Ha. Les nuages denses et froids sont de vrais réservoirs potentiels de formation futures d’étoiles.

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Simulations numériques des formations des structures en piliers dans les régions HII

Il s’agit de simulations numériques appliquant des modèles hydrodynamiques et radiatifs de NM. Ces modèles considèrent un NM d’hydrogène de 100 à 300 particules/cm³ à T de 10° à 100° K dans un mileu turbulent de 1.5 à 12.5 Mach. Il s’agit donc d’un NM froid et turbulent. Le front d’ionisation augmente la densité intitiale du NM induite pas les turbulences. Des densifications gazeuses locales sont ainsi générées avec formation de strutures allongées pointant la source d’ionisation appelées elephant trunk en anglais. Un effondrement gravitationnel apparait régulièrement en tête de pilier. Des étoiles massives et jeunes de type O et B sont à l’origine des ces formations produisant une intense radiation UV qui ionise et réchauffe les gaz environnant à l’origine de la création d’une bulle HII en expansion d’environ 1 à 8 pc (zone d’influence). Cette bulle en expansion fait que la surface du front d’ionisation traverse le NM. Ainsi cette bulle et son centre de faible densité et très lumineux apparait révélant l’intérieur d’une région jusqu’ici obscurcie. 

 A l’interface de la région HII en expansion avec le NM, des structures particulières sont observées. Ces structures allongées en forme de doigt pointant vers la source d’ionisation se structure avec une tête, un corps allongé qui relie cette structure en formation au reste du NM. La masse est principalement concentrée à la tête avec une bordure très brillante faisant face aux sources stellaires. Ces structures ont généralement une largeur de 0.1 à 0.7 pc et une longueur moyenne de 1 à 4 pc. Une analyse plus fine montre que leur structure présente un schéma d’auto-similarité selon l’échelle d’observation (objet fractal) comme les montagnes, les nuages atmosphériques et les autres formes de la nature. Ces structures ne sont pas lisses et homogènes mais filamentaires, globuleuses, avec des protubérances. Certains filaments courent en diagonale au travers des piliers suggérant des torsades complexes (twist) avec des structures hélicoïdales en tire-bouchon (corkscrew rotation des anglo-saxons). Occasionellement, près de la tête apparaissent de petites masses sphériques : des globules gazeux. Ces globules sont appelés evaporating gazeous globules (EGGs). Si des étoiles se forment dans ces globules avec un petit disque de gaz environnant, ils se transforment par évaporation des disques protoplanétaires appelés proplyds. Des jets observés perpendiculairement au piliers sont des signes indirects de formation d’étoiles et non pas reçu d’explications précises.

Au plus près de la source ionisante les piliers en formation apparaissent plus petits et acquièrent un moment cinétique plus élevé et s’éloignent plus vite de la source. La photo-évaporation est plus forte, ainsi la densité du gaz chaud est plus élevée à l’origine d’une densification et d’une compression significative des nuages d’hydrogène dont les diamètres deviennent plus petits. Du fait de l’intensité de la photo-évaporation la masse moyenne du pilier est bien plus basse.

Rotation des structures en pilier : “twisted elephant trunks“

Les piliers sont des régions gazeuses avec des poussières qui apparaissent comme des silhouettes sombres sur un fond brillant sur des images Ha acquises en imagerie optique. La distribution de cette masse gazeuse est concentrée à la tête du pillier et des structures filamentaires et sub-filamentaires se structurent de la tête vers la queue qui les connectent le plus souvent à la bulle gazeuse en expansion formant un corps allongé. Cette connection du piler à la bulle en expansion prent souvent une forme en V. Les piliers ainsi constitués ont une masse variable de 2 à 40 masses solaires avec des densités variant de 10³ à 10⁴ particules/cm³. Les observations faites sur ces piliers montrent que la rotation est une propriétés commune des elephant trunks. La forme classique des piliers est conique, chez certains cette forme est accentuée en V (V-shaped), caractéristique qui peuvent évoluer en Y (Y-shaped) avec une rotation des filaments en double-hélice depuis la tête, twist impliquant les effets d’un champ électromagnétique. Ainsi un pilier massif peut faire apparaitre des filaments croisant en diagonale le corps du pilier. Trois exemples sont caractéristiques : “dancing Queen“ trunk dans NGC 7822, the wrench trunk dans la nebuleuse de la rosette NGC 2244, et pilier avec un twist en double hélice (Y-shaped) avec un angle proche de 51°.

Des structures sont encore plus étonnantes en forme de “machoire“ (jaw-like structure) avec pour exemple the “Batman“ trunk dans la région HII DWB 44 associée à Cyg OB9.

La tête des piliers rend compte de l’inhomogénéïté du NM. La partie centrale est composée du gaz initial neutre, dense et froid, autour du quel se trouve une coquille de gaz ionisé chaud qui subit ainsi une photo-évaporation. Cette coquille de gaz chaud est déplacée par les effets mécaniques du front d’ionisation et des vents stellaires (onde de choc) en arrière du noyau de la tête du pilier le long de son corps. Le centre de la tête dense et froid a un déplacement moindre que celui du gaz chaud. Ceci est du à l’inertie liée à la masse initiale. Ainsi la tête reste en retrait apparent par rapport à l’interface HII/gaz neutre (bulle en expansion). Le pilier s’allonge ainsi lui donnant cet aspect global de digitation, résultat des effets des hautes pressions de plasma formé.  Ces plasmas font que les régions HII s’expandent radialement en délimitant et compressant le NM froid initial.

Ainsi la masse et la taille des piliers sont directement dépendants de la turbulence du milieu gazeux. La vitesse des gaz ionisés est assez constant ≈ 8 km.sec^-1 au début de la formation des régions HII vers 50 kyr après la naissance des étoiles massives de type O.

Les globules sont de petites régions très denses exposées directement aux radiation UV sans être dans l’ombre de régions situées au dessus par rapport au front d’ionisation.

La formation des piliers est le résultat complexe et aléatoire des interactions entre un front d’ionisation (radiation) sur un NM turbulent à des vitesse supersoniques créant ainsi des piliers de tailles, de masses différentes et des profils de vitesses aussi différents. Les formes rotationnelles observées quelques fois indiquent qu’ils sont formés par l’ionisation d’un NM turbulent et non pas par RDI (radiation-driven-implosion) de corps denses pré-existants. Ainsi les vitesses de turbulence de 1.5 à 12.5 Mach changent les morphologies des piliers. Le meilleur régime pour créer des piliers en accord avec les résultats des simulations numériques se situe entre 4 et 10 Mach. La densité initiale d’un NM influence la formation des piliers, leur morphologie et le taux de formation d’étoile. Une densité critique est requise mais c’est surtout le contraste de densité entre le NM frois et la région ionisée HII chaude qui importe. Mais ce contraste de densité doit être plus faible que le contraste de température.

La structuration d’un pillier dépend donc de l’intensité des flux radiatifs de l’étoile massive de type O, de la densité initiale du NM, du contraste de densité entre les nuages gazeux chauds nouvellement crées et froids, du contraste en température, des turbulences intiale du milieu, du temps écoulé depuis l’allumage de l’étoile massive de type O, et de sa distance de l’étoile centrale.

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[1] Le parsec est unité de distance utilisée en astronomie. Un parsec est égal à 3.26 années-lumière.

[2] kpc : 1 000 parsecs