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 Formation stellaire induite par les régions d’hydrogène ionisé



Formation stellaire induite par les régions d’hydrogène ionisé

Etoiles massives et régions d’hydrogène ionisé

Les étoiles massives sont un constituant essentiel des galaxies. Ce sont elles qui dominent le budget énergétique des galaxies, fabriquent la majeure partie des éléments lourds, et sont à l’origine des mouvements de turbulence dans le milieu interstellaire. Par la suite, nous considérerons comme "massives" des étoiles de masse supérieure à 8 masses solaires . Ces étoiles ionisent le gaz qui les
entoure. Elles sont de type spectral O à B2. Ces étoiles sont chaudes, avec une température de surface de 25000 K à 45000 K. Elles ont une luminosité de quelques 104 à quelques 106 fois celle du Soleil. Ce sont les amas contenant ces étoiles très lumineuses que nous observons dans les bras spiraux
des galaxies lointaines.
Lorsqu’une étoile massive se met à rayonner, elle ionise le gaz environnant, formant ainsi une région d’hydrogène ionisé ou région H II. Si le milieu qui l’entoure est homogène, cette région est sphérique (sphère de Strömgren) autour de l’étoile excitatrice. Le front d’ionisation est la limite, très mince, entre le gaz ionisé de la région H II et le gaz neutre qui l’entoure. La région H II Sh 219 (Fig. 1) offre un exemple presque parfait de sphère de Strömgren. Le gaz ionisé est chaud (T 104 K). La pression dans la région H II est très supérieure à celle du gaz neutre et froid qui l’entoure (T 10K - 100K) . La région H II est donc en expansion. Au cours du temps, sa taille augmente, sa densité et sa vitesse d’expansion diminuent (la vitesse d’expansion est de l’ordre de 10 km s – 1 lorsque la région vient de se former ; Dyson & Williams, 1997).

Figure 1 : La région H II Sh 219, située à 5 kpc, est ionisée par une étoile B0V (indiquée par la flèche blanche). C'est un exemple presque parfait de sphère de Strömgren. Composition couleur à partir d'images obtenues avec le télescope de 1.2-m de l'Observatoire de Haute Provence (rose : émission Hα à 656.3 nm ; turquoise : émission de l'ion S+ à 671.7 et 673.1 nm). La taille du champ est 5.6' x 5.2'. Le nord est en haut et l'est à gauche.
Figure 1 : La région H II Sh 219, située à 5 kpc, est ionisée par une étoile B0V (indiquée par la flèche blanche). C’est un exemple presque parfait de sphère de Strömgren. Composition couleur à partir d’images obtenues avec le télescope de 1.2-m de l’Observatoire de Haute Provence (rose : émission Hα à 656.3 nm ; turquoise : émission de l’ion S+ à 671.7 et 673.1 nm). La taille du champ est 5.6’ x 5.2’. Le nord est en haut et l’est à gauche.


Toutes les régions H II n’ont pas une morphologie sphérique, comme vous le montre par exemple la Fig. 2 relative à la région H II Sh 206. L’aspect de cette région est dominé par un front d’ionisation très brillant. Le modèle de région H II dit "de la bouteille de Champagne" rend parfaitement compte de cette morphologie (Tenorio-Tagle, 1979). Ce modèle décrit l’évolution d’une région H II dont l’étoile excitatrice s’est formée sur le bord d’un nuage moléculaire. Cette étoile ionise une région H II initialement sphérique. Au cours du temps la taille de cette région augmente, et lorsque le front d’ionisation atteint la limite du nuage parental dense, le milieu inter-nuages de faible densité s’ionise à son tour très rapidement (Fig. 3). La forte différence de pression entre le gaz ionisé dense de la région H II et le gaz ionisé diffus du milieu inter-nuages provoque une espèce d’explosion : le bouchon de la bouteille de Champagne saute ; le gaz ionisé dense de la région H II s’échappe à des vitesses de quelques dizaines de km s-1 et se répand dans le milieu inter-nuages. La région H II se vide ; il ne reste plus qu’une coque ionisée dense à la bordure du nuage moléculaire, entourant à demi l’étoile excitatrice. La région H II Sh 206 a atteint ce stade. Le nuage moléculaire qui lui a donné naissance est situé au sud-ouest de cette région ; le gaz ionisé s’échappe vers le nord-est.


Figure 2 : La région H II Sh 206, située à 3.7 kpc, ionisée par une étoile O5V, semble correspondre au modèle "de la bouteille de Champagne". Composition couleur réalisée à partir d’images obtenues avec le télescope de 1.2-m de l’Observatoire de Haute Provence (mêmes filtres que précédemment). Champ de 7.9’ x 7.3’. Le nord est en haut et l’est à gauche.


Figure 3 : Modèle de région H II dit "de la bouteille de Champagne".


Pendant l’expansion de la région H II, le front d’ionisation qui se déplace à une vitesse supersonique est précédé du coté neutre par une onde de choc. Au cours du temps la matière neutre s’accumule entre le front d’ionisation et l’onde de choc (Fig. 4). (Penser à la couche de neige qui s’accumule à l’avant d’un chasse neige ; c’est le même mécanisme). Avec le temps cette couche de matière peut devenir extrêmement massive, et atteindre plusieurs milliers de masses solaires en seulement quelques millions d’années (Whitworth et al. 1994). La région HII Sh 104 (Fig. 5) illustre cette configuration. Sh 104 est une région HII située à 4 kpc et ionisée par une étoile O8V. L’émission du gaz moléculaire associé (ici l’émission de la molécule CO) a été observée avec le radiotélescope de 30-m de l’IRAM. La figure 4 montre la présence d’une coquille de gaz moléculaire entourant la région ionisé ; nous savons que cette matière moléculaire est associée au gaz ionisé car elle est observée à la même vitesse. La région ionisée a une masse de 450 masses solaires. La masse de la coquille moléculaire est estimée à 6000 masses solaires (Deharveng et al . 2003).
La coquille de matière accumulée autour de la région HII peut être observée de différentes façons. Nous pouvons observer l’émission moléculaire de cette coquille (exemple précédent). Nous pouvons aussi observer, dans le domaine submillimétrique ou millimétrique, l’émission de la poussière froide associée au gaz moléculaire. Par exemple la caméra LABOCA monté sur le télescope APEX, permet de cartographier des régions étendues à 870 microns. La Fig. 6 montre l’émission à 870 microns de la poussière froide située dans le nuage moléculaire associé à la région HII RCW120. La poussière froide forme une coquille autour du gaz ionisé de la région HII. La masse de la coquille, estimée à partir de ces observations, est de l’ordre de 2000 masses solaires (Deharveng et al. 2009).
Une telle configuration n’est pas du tout exceptionnelle ; elle est fréquemment observée. De nombreux exemples peuvent être trouvés dans Deharveng et al. (2010). Des efforts sont faits actuellement pour essayer de prouver que ces coquilles sont des structures sphériques en expansion plutôt que des anneaux formés dans des nuages moléculaires plats, comme proposé par Beaumont & Williams (2010).


Figure 4 : Schéma représentant une région HII en expansion, entourée par une coquille de matière neutre dense.


Figure 5 : La région HII Sh104 et sa coquille de gaz moléculaire. A gauche : région de gaz ionisé correspondant au modèle de la sphère de de Strömgren (mêmes filtres que précédemment) ; la flèche blanche pointe vers l’étoile excitatrice de type spectral O8V. A droite : le gaz ionisé apparait maintenant en turquoise ; la région HII est entourée d’une coquille de gaz moléculaire. Nous voyons ici en jaune l’émission de la molécule CO (observations obtenues au télescope de 30-m de l’IRAM). Cette coquille moléculaire a une masse estimée à 6000 masses solaires.


Figure 6 : Composition couleur de la région HII RCW120. L’émission H du gaz ionisé apparait en turquoise et l’émission à 870 microns de la poussière froide associée est en rouge. Les observations à 870 microns ont été realisées avec la caméra APEX-LABOCA.

Formation stellaire induite par les régions d’hydrogène ionisé

Les régions HII sont souvent accusées de détruire leur nuage moléculaire parental, empêchant ainsi la formation ultérieure d’étoiles dans ce nuage. Nous allons essayer de montrer, au contraire, le rôle positif des régions HII dans la formation stellaire. L’importance de ce type de formation stellaire, induite par les régions HII, est encore mal connue. Etablir si la formation stellaire induite par les régions HII favorise la formation d’étoiles massives, et estimer l’importance de la formation stellaire induite respectivement à d’autres types de formation stellaire est au cœur de notre thématique.

Différents mécanismes peuvent induire la formation stellaire. Une revue en est donnée par Elmegreen (1998). La Fig. 7 schématise différents modes de formation stellaire liés aux régions HII.


Figure 7 : Schéma d’une region HII en expansion et de son environnement moléculaire. Différents mécanismes de formation stellaire sont représentés : 1- instabilitées gravitationnelles à petite échelle ; 2- instabilitées gravitationnelles à grande échelle, conduisant à la formation de fragments massifs (« collect and collapse ») ; 3- action du rayonnement ionisant sur un milieu turbulent ; 4- compression de condensations pré-existantes par le gaz ionisé.

La coquille de gaz neutre accumulée autour de la region HII en expansion est massive et dense. C’est une composante importante de la région de photo-dissociation entourant le gaz ionisé. Son évolution a été modélisée par Hosokawa & Inutsuka (2005, 2006). La densité de la coquille est élevée, jusqu’à 100 fois celle du gaz ionisé qu’elle entoure. Au cours du temps la matière de la coquille devient moléculaire. Sa température est aussi plus élevée que celle du milieu neutre environnant.

  • 1- Des instabilités gravitationnelles à petite échelle (instabilités de Jeans par exemple) peuvent se développer assez rapidement dans la coquille, conduisant à la formation d’étoiles relativement peu massives. La chaine de jeunes objets stellaires observés à 24 microns dans une condensation adjacente au front d’ionisation limitant la région HII RCW120 est une illustration probable de ce mécanisme (Fig. 8 ; Deharveng et al. 2009). La condensation qui les contient fait partie de la coquille neutre et dense entourant la région HII (Fig. 6). Les jeunes objets stellaires forment une chaine parallèle au front d’ionisation. Ils sont régulièrement répartis le long de cette structure ; s’ils résultent d’instabilités gravitationnelles de Jeans, leur écartement et masses sont compatibles avec une densité de l’ordre de 105 cm-3 et une température de l’ordre de 20K, conditions physiques raisonnables pour certaines régions de la coquille.
  • 2- Des instabilitées gravitationnelles à grande échelle peuvent se développer ultérieurement. Elles produisent des fragments de masse élévée, et sont donc un site potentiel de formation d’objets massifs, étoiles ou amas. C’est le mécanisme dit « d’accumulation et effondrement », plus connu sous le nom de « collect and collapse », décrit par Elmegreen et Lada (1977) et modélisé par Whitworth et al . (1994). Les amas excitateurs des régions HII compactes observées sur le pourtour des régions HII Sh 104 (Deharveng et al. 2003), RCW79 (Zavagno et al. 2006 ; Fig. 9), ou le jeune objet stellaire massif de Classe 0, observé dans une condensation moléculaire bordant RCW120 (Deharveng et al. 2009, Zavagno et al. 2010 ; Fig.8), se sont probablement formés par « collect & collapse ». D’autres candidats sont proposés par Deharveng et al . (2010).


Figure 8 : Jeunes objets stellaires observés en direction de la condensation 1, la plus massive (masse de l’ordre de 1000 masses solaires), située sur le bord de RCW120. Les jeunes objets stellaires de classe I ou II, formant une chaine parallèle au front d’ionisation, résultent probablement d’instabilités gravitationnelles de type Jeans. Le jeune objet stellaire de classe 0 est plus récent ; sa luminosité provient essentiellement de l’effondrement du cœur de la condensation. C’est un bon candidat pour le « collect and collapse ». Couleurs : bleue pour l’émission H du gaz ionisé, vert pour l’émission à 24 microns (image Spitzer-MIPS), rouge pour l’émission à 100 microns (image Herschel-PACS).


Figure 9 : Région HII RCW79. Milieu : composition couleur avec, en turquoise l’émission H du gaz ionisé, en jaune l’émission à 8.0 microns des poussières situées dans la zone de photo-dissociation entourant le gaz ionisé (image Spitzer-GLIMPSE à 8.0 microns ; essentiellement l’émission d’hydrocarbures polycycliques aromatiques). Droite : les contours jaunes correspondent à l’émission à 1.3 mm des poussières froides mélangées au gaz neutre (observations obtenues au télescope millimétrique SEST de l’ESO). Ces observations mettent en évidence la présence d’une coquille de matière neutre accumulée autour de la région HII. Cette coquille est fragmentée ; la masse du plus gros fragment atteint 1000 masses solaires (Zavagno et al. 2007). Gauche : image dans le proche IR de l’amas excitateur de la région HII compacte (de seconde génération) observée en direction d’une des condensations massives adjacentes à RCW79 (images JHK obtenues au télescope NTT de l’ESO).

Dans la réalité, les régions HII évoluent dans un milieu qui peut être inhomogène et turbulent. Ceci peut permettre d’autres mécanismes de formation stellaire (voir la Fig. 7).

  • 3- Le rayonnement ionisant de l’étoile excitatrice de la région HII centrale, arrivant sur un milieu turbulent, induit la formation de structures particulières comme des doigts ou des piliers, pointant vers l’étoile. De telles structures sont souvent observées en périphérie des régions HII. De jeunes objets stellaires sont parfois situés à leur extrémité. Cette situation a été simulée, par exemple par Gritschneder et al. (2009, 2010). Les structures denses ainsi formées ont une durée de vie suffisante pour permettre la formation d’étoiles, de faible masse car ces structures sont peu massives. La Fig.10 montrant la structure du front d’ionisation au sud de la région HII W5 illustre cette morphologie.


Figure 10 : Morphologie du front d’ionisation dans deux zones situées au sud de la région HII W5 (d’après Koenig et al. 2008 ; composition couleur obtenue à partir d’images du satellite Spitzer : Spitzer-MIPS à 24 microns en rouge, Spitzer-GLIMPSE à 8.0 et 3.6 microns en vert et bleu respectivement). Le front d’ionisation est très irrégulier ; il présente de nombreuses structures filamentaires pointant vers les étoiles excitatrices. Les flèches indiquent la présence de jeunes objets stellaires discutés par Koenig et al. (2008).

  • 4- Le milieu dans lequel évolue la région HII peut contenir des condensations pré-existantes, denses, plus ou moins massives. Lorsque le front d’ionisation de la région HII atteint ces condensations, elles s’ionisent en surface et peuvent ultérieurement être compressées par le gaz ionisé. Cette situation a été modélisée et simulée de nombreuses fois, voir par exemple Lefloch & Lazareff (1994), Miao et al. (2009), Bisbas et al. (2009). Il semble que de la formation stellaire peut résulter de cette compression. Ce modèle d’évolution d’un globule dense soumis à un champ de rayonnement UV porte le nom de « implosion d’un globule pré-existant sous l’effet d’un rayonnement ionisant ». Mais les modèles ne décrivent pas la formation stellaire, et on ne sait pas à quel moment elle est susceptible d’avoir lieu : pendant l’implosion ou avant ? La masse des étoiles formées dépend probablement de la masse de la condensation. La Fig.11 présente un cas de formation stellaire dans une condensation dense, probablement pré-existante, située sur le pourtour de la région HII W5.

Il est souvent difficile de déterminer quel mécanisme est responsable de la formation stellaire observée
à la périphérie d’une région HII. Des indications indirectes sont à considérer. Durant l’expansion d’une région HII la matière accumulée à son pourtour a la même vitesse que le front d’ionisation et l’onde de choc qui le précède dans le gaz neutre. Lorsque la coquille se fragmente les condensations qui en résultent sont allongées le long du front d’ionisation et partagent le même mouvement : le front d’ionisation n’est pas déformé. Les étoiles qui se formeront dans une telle condensation ont la même vitesse que le gaz qui leur a donné naissance ; elles seront donc observées en direction de la coquille parentale, et donc resteront proches du front d’ionisation. Au contraire, une condensation pré-existante n’a aucune raison d’avoir la même vitesse que le front d’ionisation qui la rejoint ; elle sera englobée par la région ionisée mais ne suivra pas son mouvement : le front d’ionisation sera déformé. Les étoiles qui se formeront là seront observées en direction du gaz ionisé. La morphologie du front d’ionisation au voisinage des jeunes objets stellaires donne donc des indications sur leur mode de formation. Ceci est illustré par les figures 8 et 11 qui présentent deux configurations différentes. Dans le cas de la condensation 1 sur le bord de RCW120 (Fig.8) le front d’ionisation n’est pas déformé ; les jeunes objets stellaires sont en dehors de la région ionisée et proches du front d’ionisation ; nous concluons à une formation par « collect & collapse ». Dans le cas du bord brillant présent sur le bord de W5 (Fig.11) le front d’ionisation est déformé et le gaz moléculaire forme une protubérance à l’intérieur de la zone ionisée ; nous concluons à une formation stellaire dans une condensation pré-existante.


Figure 11 : Formation stellaire dans le bord brillant BRC13, situé sur le bord de la région HII W5. Gauche : image Spitzer de la région, d’après Koenig et al. (2008). En rouge l’émission à 24 microns de la poussière chaude mélangée au gaz ionisé, en vert l’émission à 8.0 microns provenant de la zone de photo-dissociation proche du front d’ionisation, en bleu l’émission stellaire à 3.6 microns. Droite : un petit amas de seconde-génération s’est formé à la tête du bord brillant. En rouge, l’émission à 4.5 microns des objets les plus enfouis et les plus jeunes, en vert l’émission dans la bande K à 2.2 microns, et en bleue l’émission Halpha du gaz ionisé (intense en bordure de la condensation dense centrale).

Références

Beaumont, C.N., Williams, J.P. 2010, ApJ, 709, 791
Bisbas, T.G., Wunsch, R., Whitworth, A.P., Hubber, D.A. 2009, A&A, 497, 649
Deharveng, L., Lefloch, B., Zavagno, A., Caplan, J. et al. 2003, A&A, 408, 25
Deharveng, L., Zavagno, A., Schuller, F. et al. 2009, A&A, 496, 177
Deharveng, L., Schuller, F., Anderson, L.D., Zavagno, A. et al. 2010, A&A, 523, 6
Dyson, J.E., & Williams, D.A. 1997, The physics of the interstellar medium, 2nd ed., ed. R J Tayler & M Elvis (Institute of Physics Publishing, Bristol and Philadelphia)
Elmegreen, B.G., & Lada, C.J. 1977, ApJ 214, 725
Elmegreen B.G. 1998, in ASP Conference series 148, ed. C.E.E.
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Gritschneder, M., Burkert, A., Naab, T., Walch, S. 2010, ApJ, 723, 971
Hosokawa, T., & Inutsuka, S. 2005, ApJ, 623, 917
Hosokawa, T., & Inutsuka, S. 2006, ApJ, 646, 240
Koenig, X.P., Allen, L.E., Gutermuth, R.A. et al. 2008, ApJ, 688, 1142
Lefloch, B., Lazareff, B., 1994, A&A, 289, 559
Miao, J., White, G.J., Thompson, M.A., Nelson, R.P. 2009, ApJ, 692, 382
Tenorio-Tagle G. 1979, A&A 71, 59
Whitworth, A.P., Bhattal, A.S., Chapman, S.J. et al. 1994, MNRAS, 268, 291
Zavagno, A. ; Deharveng, L., Comeron, F. et al. 2006, A&A, 446, 171
Zavagno, A., Russeil, D., Motte, F., Anderson, L.D., Deharveng, L. et al. 2010, A&A, 518, L81




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