Nébuleuse d'Orion - Orion Nebula

Nébuleuse d'Orion
Nébuleuse diffuse
Nébuleuse d'Orion - Mosaïque de Hubble 2006 18000.jpg
L'ensemble de la nébuleuse d'Orion dans une image composite de lumière visible et infrarouge ; prise par le télescope spatial Hubble en 2006
Données d'observation : époque J2000
Sous-type Reflet / Emission
Ascension droite 05 h 35 m 17,3 s
Déclinaison −05° 23′ 28″
Distance 1 344 ± 20  ly    (412  pièces )
Magnitude apparente (V) +4.0
Dimensions apparentes (V) 65×60  minutes d'arc
Constellation Orion
Caractéristiques physiques
Rayon 1,2 ly
Magnitude absolue (V) -
Caractéristiques notables Amas de trapèze
Désignations NGC 1976, M42,
LBN 974, Sharpless 281
Voir aussi : Listes des nébuleuses

La nébuleuse d'Orion (également connue sous le nom de Messier 42 , M42 ou NGC 1976 ) est une nébuleuse diffuse située dans la Voie lactée , au sud de la ceinture d' Orion dans la constellation d'Orion . C'est l'une des nébuleuses les plus brillantes et est visible à l' œil nu dans le ciel nocturne. Il est 1344 ± 20 années-lumière (412,1 ± 6,1  pc ) et est la région la plus proche de massif formation d'étoiles à la Terre . La nébuleuse M42 est estimée à 24 années-lumière de diamètre. Il a une masse d'environ 2 000 fois celle du Soleil . Les textes plus anciens se réfèrent fréquemment à la nébuleuse d'Orion comme la grande nébuleuse d'Orion ou la grande nébuleuse d'Orion .

La nébuleuse d'Orion est l'un des objets les plus scrutés et photographiés dans le ciel nocturne et fait partie des caractéristiques célestes les plus intensément étudiées. La nébuleuse a beaucoup révélé sur le processus de formation des étoiles et des systèmes planétaires à partir de l'effondrement de nuages ​​de gaz et de poussière. Les astronomes ont directement observé des disques protoplanétaires et des naines brunes dans la nébuleuse, les mouvements intenses et turbulents du gaz et les effets photo-ionisants des étoiles massives voisines dans la nébuleuse.

Caractéristiques physiques

Discuter de l'emplacement de la nébuleuse d'Orion, de ce qui est observé dans la région de formation des étoiles et des effets des vents interstellaires sur la formation de la nébuleuse
La constellation d'Orion avec la nébuleuse d'Orion (en bas au milieu)

La Nébuleuse est visible à l'œil nu même depuis les zones touchées par une certaine pollution lumineuse . Il est considéré comme "l'étoile" du milieu dans "l'épée" d'Orion, qui sont les trois étoiles situées au sud de la ceinture d'Orion. L'étoile apparaît floue aux observateurs aux yeux perçants, et la nébulosité est évidente à travers des jumelles ou un petit télescope . La luminosité de la surface de pic de la région centrale est d' environ 17 arcsec Mag / 2 (environ 14 milli nits ) et la lueur bleuâtre externe a une brillance de surface de pic de 21,3 en alliage d' aluminium / arcsec 2 (environ 0,27 millinits). (Dans les photos présentées ici, la luminosité, ou la luminance , est améliorée par un facteur important.)

La nébuleuse d'Orion contient un très jeune amas ouvert , connu sous le nom de trapèze en raison de l' astérisme de ses quatre étoiles principales. Deux d'entre eux peuvent être résolus dans leurs systèmes binaires constitutifs les nuits avec une bonne visibilité , ce qui donne un total de six étoiles. Les étoiles du Trapèze, ainsi que de nombreuses autres étoiles, sont encore à leurs débuts . Le Trapèze est un composant de l' amas beaucoup plus grand de la nébuleuse d'Orion , une association d'environ 2 800 étoiles dans un diamètre de 20 années-lumière. Il y a deux millions d'années, cet amas était peut-être le foyer des étoiles en fuite AE Aurigae , 53 Arietis et Mu Columbae , qui s'éloignent actuellement de la nébuleuse à des vitesses supérieures à 100 km/s (62 mi/s).

Coloration

Les observateurs ont longtemps noté une teinte verdâtre distinctive à la nébuleuse, en plus des régions de rouge et de bleu-violet. La teinte rouge est le résultat du rayonnement de la raie de recombinaison Hα à une longueur d' onde de 656,3 nm . La coloration bleu-violet est le rayonnement réfléchi par les étoiles massives de classe O au cœur de la nébuleuse.

La teinte verte était un casse-tête pour les astronomes au début du 20e siècle, car aucune des raies spectrales connues à cette époque ne pouvait l'expliquer. Il y avait des spéculations que les lignes étaient causées par un nouvel élément, et le nom nébulium a été inventé pour ce matériau mystérieux. Avec une meilleure compréhension de la physique atomique , cependant, il a été déterminé plus tard que le spectre vert était causé par une transition électronique à faible probabilité dans l' oxygène doublement ionisé , une soi-disant « transition interdite ». Ce rayonnement était pratiquement impossible à reproduire en laboratoire à l'époque, car il dépendait de l' environnement calme et presque sans collision trouvé dans le vide poussé de l'espace lointain.

Histoire

Le dessin de Messier de la nébuleuse d'Orion dans ses mémoires de 1771, Mémoires de l'Académie Royale

Il y a eu des spéculations selon lesquelles les Mayas d' Amérique centrale pourraient avoir décrit la nébuleuse dans leur mythe de la création des « trois pierres de foyer » ; si c'est le cas, les trois correspondraient à deux étoiles à la base d'Orion, Rigel et Saiph , et une autre, Alnitak à la pointe de la "ceinture" du chasseur imaginaire, les sommets d'un triangle équilatéral presque parfait avec l'épée d' Orion (y compris la nébuleuse d'Orion) au milieu du triangle considéré comme la tache de fumée de l' encens de copal dans un mythe moderne, ou, dans (la traduction qu'il suggère d') un ancien, les braises littérales ou figuratives d'une création ardente.

Ni l' Almageste de Ptolémée ni le Livre des étoiles fixes d' Al Sufi n'ont noté cette nébuleuse, même s'ils ont tous deux répertorié des plaques de nébulosité ailleurs dans le ciel nocturne ; Galilée ne l'a pas non plus mentionné, même s'il a également fait des observations télescopiques l'entourant en 1610 et 1617. Cela a conduit à certaines spéculations selon lesquelles une poussée des étoiles illuminatrices aurait pu augmenter la luminosité de la nébuleuse.

La première découverte de la nature nébuleuse diffuse de la nébuleuse d'Orion est généralement attribuée à l'astronome français Nicolas-Claude Fabri de Peiresc , le 26 novembre 1610 lorsqu'il a enregistré son observation avec une lunette astronomique achetée par son mécène Guillaume du Vair .

La première observation publiée de la nébuleuse a été par le mathématicien et astronome jésuite Johann Baptist Cysat de Lucerne dans sa monographie de 1619 sur les comètes (décrivant des observations de la nébuleuse qui peuvent remonter à 1611). Il a fait des comparaisons entre elle et une comète brillante vue en 1618 et a décrit comment la nébuleuse est apparue à travers son télescope comme suit :

on voit comment de la même manière certaines étoiles sont comprimées dans un espace très étroit et comment autour et entre les étoiles se répand une lumière blanche comme celle d'un nuage blanc

Sa description des étoiles centrales comme étant différentes de la tête d'une comète en ce qu'elles étaient un « rectangle » peut avoir été une des premières descriptions de l' amas du trapèze . (La première détection de trois des quatre étoiles de cet amas est attribuée à Galileo Galilei le 4 février 1617, bien qu'il n'ait pas remarqué la nébuleuse environnante - peut-être en raison du champ de vision étroit de son premier télescope.)

La nébuleuse a été indépendamment « découverte » (bien que visible à l'œil nu) par plusieurs autres astronomes éminents au cours des années suivantes, y compris par Giovanni Battista Hodierna (dont le croquis a été le premier publié dans De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ).

Charles Messier a observé la nébuleuse le 4 mars 1769, et il a également noté trois des étoiles de Trapèze. Messier a publié la première édition de son catalogue d'objets du ciel profond en 1774 (achevé en 1771). Comme la nébuleuse d'Orion était le 42e objet de sa liste, elle a été identifiée comme M42.

Photographie de la nébuleuse d'Orion par Henry Draper en 1880, la première jamais prise.
L'une des photographies de 1883 d'Andrew Ainslie Common de la nébuleuse d'Orion, la première à montrer qu'une longue exposition pouvait enregistrer de nouvelles étoiles et nébuleuses invisibles à l'œil humain.

En 1865, l'astronome amateur anglais William Huggins a utilisé sa méthode de spectroscopie visuelle pour examiner la nébuleuse, montrant qu'elle, comme les autres nébuleuses qu'il avait examinées, était composée de "gaz lumineux". Le 30 septembre 1880, Henry Draper a utilisé le nouveau procédé photographique à plaque sèche avec un télescope à réfraction de 11 pouces (28 cm) pour effectuer une exposition de 51 minutes de la nébuleuse d'Orion, le premier exemple d' astrophotographie d'une nébuleuse dans l'histoire. Une autre série de photographies de la nébuleuse en 1883 a vu une percée dans la photographie astronomique lorsque l'astronome amateur Andrew Ainslie Common a utilisé le processus de plaque sèche pour enregistrer plusieurs images en poses jusqu'à 60 minutes avec un télescope réfléchissant de 36 pouces (91 cm) qu'il a construit. dans l'arrière-cour de sa maison à Ealing , à l'ouest de Londres. Ces images montraient pour la première fois des étoiles et des détails de nébuleuses trop faibles pour être vus par l'œil humain.

En 1902, Vogel et Eberhard ont découvert des vitesses différentes dans la nébuleuse, et en 1914, les astronomes de Marseille avaient utilisé l'interféromètre pour détecter la rotation et les mouvements irréguliers. Campbell et Moore ont confirmé ces résultats à l'aide du spectrographe, démontrant une turbulence au sein de la nébuleuse.

En 1931, Robert J. Trumpler nota que les étoiles les plus faibles près du Trapèze formaient un amas, et il fut le premier à les nommer amas Trapèze. Sur la base de leurs magnitudes et types spectraux, il a calculé une distance estimée à 1 800 années-lumière. C'était trois fois plus loin que l'estimation de distance communément acceptée de la période, mais était beaucoup plus proche de la valeur moderne.

En 1993, le télescope spatial Hubble a observé pour la première fois la nébuleuse d'Orion. Depuis lors, la nébuleuse a été une cible fréquente pour les études HST. Les images ont été utilisées pour construire un modèle détaillé de la nébuleuse en trois dimensions. Des disques protoplanétaires ont été observés autour de la plupart des étoiles nouvellement formées dans la nébuleuse, et les effets destructeurs des niveaux élevés d' énergie ultraviolette des étoiles les plus massives ont été étudiés.

En 2005, l' instrument Advanced Camera for Surveys du télescope spatial Hubble a terminé de capturer l'image la plus détaillée de la nébuleuse jamais prise. L'image a été prise sur 104 orbites du télescope, capturant plus de 3 000 étoiles jusqu'à la 23e magnitude, y compris des naines brunes infantiles et d'éventuelles étoiles binaires naines brunes . Un an plus tard, des scientifiques travaillant avec le HST ont annoncé les toutes premières masses d'une paire de naines brunes binaires à éclipse, 2MASS J05352184–0546085 . La paire sont situés dans la nébuleuse d' Orion et ont des masses approximatives de 0,054  M ☉ et 0,034  M ☉ respectivement, avec une période orbitale de 9,8 jours. Étonnamment, le plus massif des deux s'est également avéré être le moins lumineux.

Structure

Un amidon de la nébuleuse d'Orion.
Les images optiques révèlent des nuages ​​de gaz et de poussière dans la nébuleuse d'Orion ; une image infrarouge (à droite) révèle les nouvelles étoiles qui brillent à l'intérieur.

L'intégralité de la nébuleuse d'Orion s'étend sur une région de 1° du ciel et comprend des nuages ​​neutres de gaz et de poussière , des associations d'étoiles , des volumes de gaz ionisés et des nébuleuses par réflexion .

La nébuleuse fait partie d'une nébuleuse beaucoup plus grande connue sous le nom de complexe du nuage moléculaire d'Orion . Le complexe de nuages ​​moléculaires d'Orion s'étend dans toute la constellation d' Orion et comprend la boucle de Barnard , la nébuleuse de la tête de cheval , M43 , M78 et la nébuleuse de la flamme . Des étoiles se forment dans tout le complexe nuageux, mais la plupart des jeunes étoiles sont concentrées dans des amas denses comme celui illuminant la nébuleuse d'Orion.

Orion Un nuage moléculaire de VISTA révèle de nombreuses jeunes étoiles et autres objets.

Le modèle astronomique actuel de la nébuleuse consiste en une région ionisée ( H II ), approximativement centrée sur Theta 1 Orionis C , qui se trouve sur le côté d'un nuage moléculaire allongé dans une cavité formée par les jeunes étoiles massives. (Theta 1 Orionis C émet 3 à 4 fois plus de lumière photoionisante que la prochaine étoile la plus brillante, Theta 2 Orionis A.) La région H II a une température allant jusqu'à 10 000 K, mais cette température chute considérablement près du bord de la nébuleuse. . L'émission nébuleuse provient principalement du gaz photoionisé sur la surface arrière de la cavité. La région H II est entourée d'une baie irrégulière et concave de nuages ​​plus neutres et à haute densité, avec des amas de gaz neutre se trouvant à l'extérieur de la zone de la baie. Celui-ci se trouve à son tour sur le périmètre du nuage moléculaire d'Orion. Le gaz dans le nuage moléculaire présente une gamme de vitesses et de turbulences, en particulier autour de la région centrale. Les mouvements relatifs vont jusqu'à 10 km/s (22 000 mi/h), avec des variations locales allant jusqu'à 50 km/s et peut-être plus.

Les observateurs ont donné des noms à diverses caractéristiques de la nébuleuse d'Orion. La voie sombre qui s'étend du nord vers la région lumineuse s'appelle la « bouche de poisson ». Les régions illuminées des deux côtés sont appelées les "Ailes". Les autres caractéristiques incluent "The Sword", "The Thrust" et "The Sail".

Formation d'étoiles

Vue de plusieurs proplyds dans la nébuleuse d'Orion prise par le télescope spatial Hubble
Feux d'artifice de formation d'étoiles à Orion

La nébuleuse d'Orion est un exemple de pépinière d' étoiles où de nouvelles étoiles naissent. Les observations de la nébuleuse ont révélé environ 700 étoiles à divers stades de formation au sein de la nébuleuse.

En 1979, des observations avec la caméra électronique Lallemand à l' observatoire du Pic-du-Midi ont montré six sources à haute ionisation non résolues près de l' amas du trapèze . Ces sources ont été interprétées comme des globules partiellement ionisés (PIG). L'idée était que ces objets sont ionisés de l'extérieur par M42. Des observations ultérieures avec le Very Large Array ont montré des condensations de la taille du système solaire associées à ces sources. Ici, l'idée est apparue que ces objets pourraient être des étoiles de faible masse entourées d'un disque d'accrétion protostellaire en évaporation. En 1993, des observations avec le télescope spatial Hubble ont donné la confirmation majeure des disques protoplanétaires dans la nébuleuse d'Orion, qui ont été surnommés proplyds . HST en a révélé plus de 150 dans la nébuleuse, et ils sont considérés comme des systèmes aux premiers stades de la formation du système solaire . Leur nombre a été utilisé comme preuve que la formation de systèmes stellaires est assez courante dans l' univers .

Les étoiles se forment lorsque des amas d' hydrogène et d'autres gaz dans une région H II se contractent sous leur propre gravité. Lorsque le gaz s'effondre, le massif central devient plus forte et le gaz de chauffe à des températures extrêmes , par conversion de l' énergie potentielle gravitationnelle à l' énergie thermique . Si la température devient suffisamment élevée, la fusion nucléaire s'enflammera et formera une protoétoile . La protoétoile est « née » lorsqu'elle commence à émettre suffisamment d'énergie radiative pour équilibrer sa gravité et arrêter l'effondrement gravitationnel .

Typiquement, un nuage de matière reste à une distance substantielle de l'étoile avant que la réaction de fusion ne s'enflamme. Ce nuage résiduel est le disque protoplanétaire de la protoétoile, où les planètes peuvent se former. Des observations infrarouges récentes montrent que les grains de poussière dans ces disques protoplanétaires se développent, commençant sur la voie de la formation de planétésimaux .

Une fois que la protoétoile entre dans sa phase de séquence principale , elle est classée comme une étoile. Même si la plupart des disques planétaires peuvent former des planètes, les observations montrent qu'un rayonnement stellaire intense aurait dû détruire tous les proplydes qui se sont formés près du groupe Trapèze, si le groupe est aussi vieux que les étoiles de faible masse de l'amas. Étant donné que les proplydes se trouvent très près du groupe Trapezium, on peut affirmer que ces étoiles sont beaucoup plus jeunes que le reste des membres de l'amas.

Vent et effets stellaires

Une fois formées, les étoiles à l'intérieur de la nébuleuse émettent un flux de particules chargées appelé vent stellaire . Les étoiles massives et les jeunes étoiles ont des vents stellaires beaucoup plus forts que le Soleil . Le vent forme des ondes de choc ou des instabilités hydrodynamiques lorsqu'il rencontre le gaz dans la nébuleuse, qui façonne alors les nuages ​​de gaz. Les ondes de choc du vent stellaire jouent également un rôle important dans la formation stellaire en compactant les nuages ​​de gaz, créant des inhomogénéités de densité qui conduisent à l'effondrement gravitationnel du nuage.

Vue des ondulations ( instabilité Kelvin–Helmholtz ) formées par l'action des vents stellaires sur le nuage.

Il existe trois types de chocs différents dans la nébuleuse d'Orion. Beaucoup sont présents dans les objets Herbig–Haro :

  • Les chocs d'arc sont stationnaires et se forment lorsque deux flux de particules entrent en collision. Ils sont présents près des étoiles les plus chaudes de la nébuleuse où la vitesse du vent stellaire est estimée à des milliers de kilomètres par seconde et dans les parties extérieures de la nébuleuse où les vitesses sont de dizaines de kilomètres par seconde. Des chocs d'arc peuvent également se former à l'extrémité avant des jets stellaires lorsque le jet heurte des particules interstellaires .
  • Les chocs entraînés par des jets sont formés à partir de jets de matière jaillissant des étoiles T Tauri nouveau-nées . Ces ruisseaux étroits se déplacent à des centaines de kilomètres par seconde et deviennent des chocs lorsqu'ils rencontrent des gaz relativement stationnaires.
  • Les chocs déformés ressemblent à des arcs pour un observateur. Ils sont produits lorsqu'un choc provoqué par un jet rencontre un gaz se déplaçant dans un courant croisé.
  • L'interaction du vent stellaire avec le nuage environnant forme également des "vagues" qui seraient dues à l' instabilité hydrodynamique de Kelvin-Helmholtz .

Les mouvements dynamiques du gaz dans M42 sont complexes, mais se dirigent vers l'ouverture de la baie et vers la Terre. La grande zone neutre derrière la région ionisée se contracte actuellement sous sa propre gravité.

Il y a aussi des "balles" supersoniques de gaz perçant les nuages ​​d'hydrogène de la nébuleuse d'Orion. Chaque balle mesure dix fois le diamètre de l'orbite de Pluton et se termine par des atomes de fer brillant dans l'infrarouge. Ils ont probablement été formés mille ans plus tôt à la suite d'un événement violent inconnu.

Évolution

Image panoramique du centre de la nébuleuse, prise par le télescope Hubble. Cette vue fait environ 2,5 années-lumière de diamètre. Le trapèze est au centre gauche.

Les nuages ​​interstellaires comme la nébuleuse d'Orion se trouvent dans toutes les galaxies telles que la Voie lactée . Ils commencent comme des gouttes d'hydrogène neutre et froid liées par gravité, mélangées à des traces d'autres éléments. Le nuage peut contenir des centaines de milliers de masses solaires et s'étendre sur des centaines d'années-lumière. L'infime force de gravité qui pourrait forcer le nuage à s'effondrer est contrebalancée par la très faible pression du gaz dans le nuage.

Que ce soit du fait de collisions avec un bras spiral ou de l'onde de choc émise par les supernovae , les atomes sont précipités en molécules plus lourdes et le résultat est un nuage moléculaire. Cela présage la formation d'étoiles dans le nuage, généralement considérée comme sur une période de 10 à 30 millions d'années, lorsque les régions passent la masse de Jeans et que les volumes déstabilisés s'effondrent en disques. Le disque se concentre au cœur pour former une étoile, qui peut être entourée d'un disque protoplanétaire. C'est le stade actuel de l'évolution de la nébuleuse, avec des étoiles supplémentaires se formant toujours à partir du nuage moléculaire qui s'effondre. Les étoiles les plus jeunes et les plus brillantes que nous voyons maintenant dans la nébuleuse d'Orion auraient moins de 300 000 ans, et les plus brillantes pourraient n'avoir que 10 000 ans. Certaines de ces étoiles en effondrement peuvent être particulièrement massives et peuvent émettre de grandes quantités de rayonnement ultraviolet ionisant. Un exemple de ceci est vu avec le cluster Trapezium. Au fil du temps, la lumière ultraviolette des étoiles massives au centre de la nébuleuse repoussera le gaz et la poussière environnants dans un processus appelé photo-évaporation . Ce processus est responsable de la création de la cavité intérieure de la nébuleuse, permettant aux étoiles du noyau d'être vues depuis la Terre. Les plus grandes de ces étoiles ont une durée de vie courte et évolueront pour devenir des supernovae.

Dans environ 100 000 ans, la plupart des gaz et des poussières seront éjectés. Les restes formeront un jeune amas ouvert, un amas de jeunes étoiles brillantes entourées de filaments vaporeux de l'ancien nuage.

Voir également

Remarques

  1. ^ 1 270 × bronzage ( 66′ / 2 ) = 12 ly. rayon
  2. ^ Depuis les zones tempérées de l'hémisphère nord, la nébuleuse apparaît sous la ceinture d'Orion ; des zones tempérées de l'hémisphère sud, la nébuleuse apparaît au-dessus de la ceinture.
  3. ^ C. Robert O'Dell a commenté cet article de Wikipédia : « La seule erreur flagrante est la dernière phrase de la section Formation stellaire. détruit tous les proplyds qui se sont formés près du groupe Trapezium, si le groupe est aussi vieux que les étoiles de faible masse dans l'amas.Comme les proplyds se trouvent très près du groupe Trapezium, on peut affirmer que ces étoiles sont beaucoup plus jeunes que le reste de les membres du cluster.'"

Les références

Liens externes

Coordonnées : Carte du ciel 05 h 35 m 17,3 s , −05° 23′ 28″