Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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20 V. Minier/Ph. André/AIM-CEA et J. Schedler V. Minier/Ph. André/AIM-CEA et J. Schedler L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Lumière sur les cocons d’étoiles L’approche de l’astronome consiste à trouver, par l’observation, une séquence d’objets intermédiaires entre la fragmentation du nuage moléculaire et un type de jeune étoile afin de reconstituer le film de sa fabrication. Les scientifiques sondent les nuages moléculaires à la recherche des condensations glacées dans lesquelles naissent les étoiles, des naines brunes aux étoiles massives. Ces astres en devenir, très froids, émettent de l’énergie principalement dans le domaine infrarouge submillimétrique de déclinaison (J2000) a masse de l’enveloppe proto-stellaire/masse solaire c -61° 05’-10’-15’-20’10 3 10 2 10 1 10 0 10 -1 11 h 14 min 13 min 12 min 11 min ascension droite (J2000) classe O M enveloppe » M étoile classe I M enveloppe < M étoile 10 -2 0,2 MSoleil 1 MSoleil 3 MSoleil 8 MSoleil 15 MSoleil 50 MSoleil 10 0 10 2 10 4 10 6 luminosité bolométrique/luminosité solaire CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 Observer les étoiles naissantes Pour trancher entre ces deux scénarios, et introduire les bonnes conditions initiales dans les simulations numériques, la meilleure façon reste d’observer directement des populations d’étoiles en phase précoce. Les astronomes recherchent donc des objets intermédiaires représentant toutes les étapes de la séquence allant du nuage moléculaire aux très jeunes étoiles, et ce pour tous les types de masse. Ils réalisent l’étude quantitative de ces populations en déterminant leurs caractéristiques comme la luminosité, la température, la densité et la masse des cocons. Toutes données qui nourriront les modèles des astrophysiciens (encadré). Cependant les condensations préstellaires et les plus jeunes proto-étoiles V. Minier/Ph. André/AIM-CEA et J. Schedler la lumière. Plus la condensation est froide, plus sa couleur, et donc son énergie, se décale vers l’infrarouge et les longueurs d’onde submillimétriques (0,1 à 1 mm). En mesurant l’énergie émise par ces fragments à différentes longueurs d’onde, il est possible de déterminer leur luminosité, c'est-à-dire leur puissance lumineuse. Cette méthode est illustrée par les figures ci-dessous, qui concernent une région de notre Galaxie dénommée NGC 3576. C’est un réservoir de gaz dans lequel se forment des étoiles. déclinaison (J2000) b 40 NGC 3576 1 parsec 30 -61° 20’20 P–ArTéMiS 10 450 m -61° 25’0 11 h 12 min 20 s 00 s 40 s 20 s ascension droite (J2000) Figure. a. Le gaz froid et les cocons des embryons d’étoiles sont des zones totalement opaques, apparaissant comme des régions très sombres dans la Voie lactée. L’observation de l’émission du monoxyde de carbone (CO) montre que ces bandes sombres sont les plus denses en gaz (contour blanc traçant la distribution de rayonnement émis par le CO). b. Pour « percer » ces condensations préstellaires, les astronomes réalisent des observations en infrarouge submillimétrique, à la longueur d’onde de 450 microns sur cette image prise par la caméra P-ArTéMiS sur le télescope APEX. Le télescope recueille la lumière émise par les grains de poussière, qui ne représentent qu’un pour cent de la masse totale du gaz avec lequel ils cohabitent. Ils absorbent l’intensité lumineuse émise autour d’eux et la restituent dans l’infrarouge, et pour les plus froids dans l’infrarouge submillimétrique. La mesure de leur énergie a révélé huit fragments à l’intérieur de NGC 3576.c. Ce diagramme représente la masse du cocon de poussière d’une proto-étoile et sa luminosité, qui déterminent dans quelle phase précoce (classe 0 ou classe I) se trouvent les proto-étoiles de NGC 3576. La classe I est une phase plus évoluée que la classe 0. À partir de modèles théoriques, il est possible de prédire la masse finale du futur astre, soit entre 8 et 50 fois la masse du Soleil pour ces étoiles. sont des objets trop froids pour émettre aux longueurs d’onde visibles, et les observer requiert des instruments à haute résolution angulaire dans les domaines infrarouge et submillimétrique (figure 3). Plusieurs grands télescopes sont très attendus au cours des prochaines années pour approfondir et peut-être révolutionner les connaissances actuelles sur les premières étapes de la formation stellaire. L’observatoire spatial Herschel (2) (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90), une mission scientifique de l’ESA, mesurera, pour la première fois, la quantité d’énergie émise par les cocons stellaires. (2) Voir http://herschel.cea.fr
F. Motte/N. Schneider/AIM-CEA ESO Figure 3. À gauche, image en infrarouge d’un ensemble de nuages moléculaires formant des étoiles massives dans la constellation du Cygne. Le rayonnement infrarouge est émis par les grains de poussière. En haut à droite, zoom sur une zone du nuage dans laquelle des condensations proto-stellaires sont observées grâce au rayonnement émis par les poussières très froides aux longueurs d’onde millimétriques. En bas à droite, une étoile massive naît à l’intérieur d’une condensation proto-stellaire en accrétant de la matière et en rejetant une partie à travers des flots moléculaires (contours en rouge et en bleu). Ces études exigent de combiner des cartographies de grandes zones avec des observations fines. Herschel, lancé le 14 mai 2009 par une fusée Ariane 5, sondera les nuages moléculaires à la recherche des condensations glacées dans lesquelles naissent les étoiles, des naines brunes aux étoiles massives. Il part donc à la recherche des fragments de nuages moléculaires susceptibles de s’effondrer. À partir de la mesure de leur luminosité, les Le télescope APEX, une antenne parabolique de 12 mètres de diamètre placée à 5 100 mètres d’altitude sur le haut plateau de Chajnantor dans le désert d’Atacama au Chili, accueillera la caméra de bolomètres ArTéMiS du CEA/Irfu en 2011. Des observations concluantes ont déjà été réalisées avec le prototype de cette caméra, P-ArTéMiS, à la longueur d’onde de 450 microns. Ce télescope est géré par un consortium composé du MPIfR en Allemagne, OSO en Suède et ESO pour l’Europe. (secondes) 10 5 0 -5 -10 astronomes déduiront la répartition des masses des fragments préstellaires. Ils construiront ainsi des courbes démographiques représentant la répartition des condensations préstellaires et des embryons d’étoiles. En comparant ces courbes à celles constatées dans les populations d’étoiles matures de notre Galaxie, les astronomes pourront conclure sur l’origine de la masse des astres : innée (si les courbes sont comparables) ou acquise (si elles sont différentes). Herschel travaille dans une « gamme » comprise entre un centième et une dizaine de masses solaires. Le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) situé au Chili, et qui sera équipé en 2011 de la caméra de bolomètres ArTéMiS du CEA/Irfu (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90), prêtera main-forte à Herschel. En effet, avec l’augmentation de la taille des télescopes, et donc de la finesse des observations, les scientifiques peuvent sonder des condensations plus lointaines dans lesquelles naissent les étoiles massives. > Vincent Minier, Philippe André et Frédérique Motte Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) 10 5 0 -5 -10 (secondes) CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 21



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