Un nuage de gaz atomique étonnamment fin

La nébuleuse de la Tête de cheval, près de l’étoile sigma Orionis, dans la constellation d’Orion, est un nuage moléculaire irradié par le rayonnement ultraviolet (UV) d’une étoile voisine très massive. La nébuleuse a été étudiée avec le radiotélescope Alma. Le but était de comprendre comment des étoiles massives structurent la matière interstellaire qui les entoure.

 

Les étoiles naissent dans des nuages de gaz froid relativement denses. Ces conditions sont favorables à la combinaison des atomes en molécules. Ce sont donc des nuages moléculaires. Ceux-ci ont généralement des structures complexes, fortement inhomogènes, avec des filaments, des piliers, etc. Parmi les étoiles créées dans ces nuages, les plus massives ont l’évolution la plus rapide. Elles sont les premières à devenir brillantes. Ces étoiles très chaudes sont fortement émettrices de rayons ultraviolets (UV), qui ont la capacité de détruire les molécules et d’ioniser les atomes (c’est-à-dire leur arracher des électrons). Plus précisément, au voisinage des étoiles, les UV de haute énergie (plus de 13,6 eV par photon) sont capables d’ioniser les gaz qu’ils traversent [1]. Les UV de moindre énergie (de 6 à 13,6 eV par photon) traversent ces régions ionisées et interagissent avec le gaz neutre, en dissociant les molécules. On a donc une structure de gaz ionisé près de l’étoile, puis de gaz atomique un peu plus loin, et de gaz moléculaire encore plus loin.

 

Les observations de la nébuleuse de la Tête de cheval

Une région intéressante à observer à cet égard est la nébuleuse de la Tête de cheval, dans Orion. Cette nébuleuse est proche (environ 400 parsecs), et cela a permis, avec une résolution angulaire voisine de 0,5 seconde d’arc avec Alma [2], de résoudre des distances de l’ordre de 200 unités astronomiques (ua). La partie constituée de gaz moléculaire de la nébuleuse est éclairée (sur le côté pour nous) par l’étoile très brillante sigma Ori (de type O) située à 3,5 parsecs. La quantité d’UV arrivant sur la Tête de cheval due à sigma Orionis est 100 fois plus importante que la quantité d’UV à un endroit quelconque de notre galaxie loin de toute étoile particulière. C’est un taux d’exposition aux UV typique de la majorité des nébuleuses à émission de notre Galaxie et de galaxies semblables [3].

La région de la Tête de cheval (voir la figure) contient effectivement une vaste région ionisée qui est la partie rouge de la nébuleuse, et un nuage moléculaire, qui est la partie sombre et qui dessine la fameuse tête. Les dimensions du nuage moléculaire sont de l’ordre de 1 parsec. Le nuage moléculaire a été analysé au moyen du radiotélescope Alma [1], et la région ionisée a été observée dans la raie H alpha. Les observations ont montré qu’entre les deux, il existe bien une zone constituée de gaz atomique neutre, extrêmement fine, d’une épaisseur inférieure à 650 unités astronomiques. (L’étoile sigma Ori qui éclaire tout cela est située à 3 parsecs de là, un parsec valant 200 000 ua). Afin de comprendre la finesse surprenante de ce nuage atomique neutre [4], une étude approfondie a permis d’estimer la densité, la température et la pression du gaz ainsi que le champ magnétique présents dans ces diverses régions. Ces études reposent sur des modèles numériques et des simulations qui reproduisent l’impact des photons UV sur la dynamique du nuage et sa composition chimique. Les différents modèles testés montrent, comme les observations, que la région de transition constituée d’atomes neutres doit être très fine. Il est possible que des mouvements des gaz dans cette nébuleuse favorisent encore plus la finesse de la région de transition entre le nuage moléculaire et le gaz ionisé, mais pour étudier cela, des observations à plus haute résolution spatiale seront nécessaires.

 

 

Le gaz neutre atomique et la création d’étoiles

Tout vient du fait que les étoiles ne peuvent se former que dans du gaz moléculaire. Ce n’est donc pas la même chose que d’avoir de gros nuages interstellaires avec de grandes proportions d’atomes ou de gros nuages moléculaires avec peu d’atomes. Ces derniers ont le potentiel de former de nombreuses étoiles et les autres moins. Du coup, il est important de savoir si, au bord des nuages interstellaires neutres, le gaz est largement atomique (inerte du point de vue de la formation stellaire) ou devient rapidement moléculaire (favorable aux formations d’étoiles). Cette observation d’Alma est exceptionnelle, car elle montre que dans une région soumise aux UV comme la Tête de cheval, la zone atomique est toute petite. En revanche, dans une région comme la barre d’Orion avec son champ UV cent fois plus élevé, la zone de gaz atomique neutre, peu propice à de nouvelles créations d’étoiles, sera plus large, car les photons UV dissocient davantage les molécules [5].

 

Par Fabrice Mottez, Observatoire de Paris-PSL

 

 

 

 

 

 

 

 

Notes

1. 13,6 eV est l’énergie minimale d’un photon capable d’ioniser un atome d’hydrogène, l’hydrogène étant le gaz le plus répandu dans les nébuleuses.
2. Atacama Large Millimeter/submillimeter Array.
3. Cependant, une région voisine, plus exotique, appelée la barre d’Orion, à côté des étoiles du trapèze d’Orion, a un taux d’UV dix mille fois supérieur à celui des endroits éloignés de toute étoile particulière.
4. C. Hernández-Vera et al., « The extremely sharp transition between molecular and ionized gas in the Horsehead nebula », Astronomy and Astrophysics, 677, A152, 2023.
5. Merci à Franck Le Petit (Observatoire de Paris) pour sa relecture et pour ses commentaires, lesquels ont été repris ici.