Worldlex Wiki Un nuage moléculaire — parfois appelé pouponnière d'étoiles si la formation d'étoiles s'y produit — est un type de nuage interstellaire dont la densité et la taille permettent la formation de nébuleuses d'absorption , de molécules (le plus souvent d'hydrogène moléculaire , H₂ ) et de régions H II . Ceci contraste avec d'autres régions du milieu interstellaire qui contiennent principalement du gaz ionisé .
L’hydrogène moléculaire étant difficile à détecter par les observations infrarouges et radio, la molécule la plus souvent utilisée pour déterminer sa présence est le monoxyde de carbone (CO). Le rapport entre la luminosité du CO et la masse de H₂ est considéré comme constant, bien que certaines observations d’autres galaxies incitent à remettre en question cette hypothèse.
Au sein des nuages moléculaires se trouvent des régions de densité plus élevée, où résident de nombreuses poussières et de nombreux noyaux de gaz, appelées grumeaux. Ces grumeaux sont à l'origine de la formation d'étoiles si les forces gravitationnelles sont suffisantes pour provoquer l'effondrement des poussières et des gaz.
Recherche et découverte
L'histoire de la découverte des nuages moléculaires est étroitement liée au développement de la radioastronomie et de l'astrochimie . Pendant la Seconde Guerre mondiale , lors d'une réunion restreinte de scientifiques, Henk van de Hulst annonça pour la première fois avoir calculé que l' atome d'hydrogène neutre devrait émettre un signal radio détectable . Cette découverte constitua une étape importante vers les recherches qui allaient finalement mener à la détection des nuages moléculaires.
Une fois la guerre terminée, et conscients des observations radioastronomiques pionnières réalisées par Jansky et Reber aux États-Unis, les astronomes néerlandais ont réutilisé les antennes paraboliques qui longeaient la côte néerlandaise et qui avaient été utilisées par les Allemands comme système radar d'alerte, et les ont modifiées en radiotélescopes , amorçant ainsi la recherche de la signature de l'hydrogène dans les profondeurs de l'espace.
L'atome d'hydrogène neutre est constitué d'un proton et d'un électron sur son orbite. Le proton et l'électron possèdent tous deux un spin. Lorsque l'état de spin passe d'un état parallèle à un état antiparallèle, qui contient moins d'énergie, l'atome se débarrasse de l'excès d'énergie en émettant une raie spectrale à une fréquence de 1420,405 MHz .
Cette fréquence est généralement connue sous le nom de raie à 21 cm , en référence à sa longueur d'onde dans la bande radio . La raie à 21 cm est la signature de l'hydrogène neutre (HI) et permet aux astronomes de détecter ce gaz depuis la Terre. La découverte de la raie à 21 cm a constitué la première étape vers une technologie permettant aux astronomes de détecter des composés et des molécules dans l'espace interstellaire.
En 1951, deux groupes de recherche ont découvert presque simultanément l'émission radio de l'hydrogène neutre interstellaire. Ewen et Purcell ont signalé la détection de la raie à 21 cm en mars 1951. À l'aide du radiotélescope de l'observatoire de Kootwijk, Muller et Oort ont signalé la détection de la raie d'émission de l'hydrogène en mai de la même année.
Une fois la raie d'émission à 21 cm détectée, les radioastronomes ont entrepris de cartographier la distribution de l'hydrogène neutre dans la Voie lactée . Van de Hulst, Muller et Oort, avec l'aide d'une équipe d'astronomes australiens, ont publié en 1958, dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , la carte de Leiden-Sydney de l'hydrogène neutre dans le disque galactique. Il s'agissait de la première carte de l'hydrogène neutre du disque galactique et également de la première carte montrant la structure des bras spiraux à l'intérieur de celui-ci.
Suite aux travaux de van de Hulst, Oort et d'autres sur la détection de l'hydrogène atomique, les astronomes ont commencé à utiliser régulièrement des radiotélescopes, cette fois-ci pour rechercher des molécules interstellaires . En 1963, Alan Barrett et Sander Weinred, au MIT, ont découvert la raie d'émission de OH dans le rémanent de supernova Cassiopée A. Il s'agissait de la première détection radio d'une molécule interstellaire aux longueurs d'onde radio. D'autres détections de OH interstellaire ont rapidement suivi et, en 1965, Harold Weaver et son équipe de radioastronomes à Berkeley ont identifié des raies d'émission de OH provenant de la nébuleuse d'Orion et de la constellation de Cassiopée .
En 1968, Cheung, Rank, Townes, Thornton et Welch ont détecté le rayonnement de la raie d'inversion de NH₃ dans l'espace interstellaire. Un an plus tard, Lewis Snyder et ses collègues ont découvert du formaldéhyde interstellaire . La même année, George Carruthers a réussi à identifier l'hydrogène moléculaire . Ces nombreuses détections de molécules dans l'espace interstellaire ont contribué à ouvrir la voie à la découverte des nuages moléculaires en 1970.
L'hydrogène est l'atome le plus abondant dans les nuages moléculaires et, dans certaines conditions, il forme la molécule H₂ . Malgré son abondance, la détection de H₂ s'est avérée difficile. Du fait de sa symétrie, les molécules H₂ présentent de faibles modes de rotation et de vibration, ce qui les rend pratiquement invisibles à l'observation directe.
La solution à ce problème est apparue lorsqu'Arno Penzias , Keith Jefferts et Robert Wilson ont identifié du CO dans la région de formation d'étoiles de la nébuleuse Oméga . Le monoxyde de carbone est beaucoup plus facile à détecter que le H₂ en raison de son énergie rotationnelle et de sa structure asymétrique. Le CO est rapidement devenu le principal traceur des nuages où se produit la formation d'étoiles.
En 1970, Penzias et son équipe ont rapidement détecté du CO dans d'autres régions proches du centre galactique , notamment dans le nuage moléculaire géant identifié comme Sagittarius B2 , situé à 390 années-lumière du centre galactique, ce qui constitue la première détection d'un nuage moléculaire de l'histoire. Cette équipe recevra plus tard le prix Nobel de physique pour sa découverte de l'émission de micro-ondes issue du Big Bang .
En raison de leur rôle crucial, les recherches sur ces structures n’ont cessé de s’intensifier au fil du temps. Un article publié en 2022 fait état de plus de 10 000 nuages moléculaires détectés depuis la découverte de Sagittarius B2.
Occurrence
Au sein de la Voie lactée , les nuages de gaz moléculaire représentent moins de 1 % du volume du milieu interstellaire (MIS), mais en constituent la partie la plus dense. L'essentiel de ce gaz moléculaire est contenu dans un anneau situé entre 3,5 et 7,5 kiloparsecs (11 000 à 24 000 années-lumière ) du centre de la Voie lactée (le Soleil se trouve à environ 8,5 kiloparsecs du centre). Des cartes CO à grande échelle de la galaxie montrent que la position de ce gaz est corrélée aux bras spiraux de la galaxie. Le fait que le gaz moléculaire soit principalement présent dans les bras spiraux suggère que les nuages moléculaires doivent se former et se dissocier sur une échelle de temps inférieure à 10 millions d'années, soit le temps nécessaire à la matière pour traverser la région des bras.
Perpendiculairement au plan de la galaxie, le gaz moléculaire occupe le plan médian étroit du disque galactique avec une hauteur d'échelle caractéristique , Z , d'environ 50 à 75 parsecs, bien plus faible que les composantes gazeuses atomiques chaudes ( Z de 130 à 400 parsecs) et ionisées chaudes ( Z d'environ 1000 parsecs) du milieu interstellaire . Les régions H II font exception à la distribution du gaz ionisé : ce sont des bulles de gaz ionisé chaud créées dans les nuages moléculaires par le rayonnement intense émis par les jeunes étoiles massives ; elles présentent donc une distribution verticale approximativement identique à celle du gaz moléculaire.
Cette distribution de gaz moléculaire est moyennée sur de grandes distances ; cependant, la distribution à petite échelle du gaz est très irrégulière, la majeure partie étant concentrée dans des nuages et des complexes nuageux discrets.
Structure générale et chimie des nuages moléculaires
Les nuages moléculaires présentent généralement des densités de milieu interstellaire de 10 à 30 cm⁻³ et constituent environ 50 % du gaz interstellaire total d'une galaxie . La majeure partie de ce gaz se trouve à l' état moléculaire . Les limites visuelles d'un nuage moléculaire ne correspondent pas à l'endroit où le nuage s'arrête réellement, mais plutôt à la zone de transition rapide entre le gaz moléculaire et le gaz atomique, formant des « enveloppes » de masse qui donnent l'impression d'une bordure à la structure du nuage. Cette structure est généralement irrégulière et filamenteuse.
La poussière cosmique et le rayonnement ultraviolet émis par les étoiles sont des facteurs clés qui déterminent non seulement la densité du gaz et de la colonne, mais aussi la composition moléculaire d'un nuage. La poussière protège le gaz moléculaire interne, empêchant sa dissociation par le rayonnement ultraviolet. La dissociation induite par les photons UV est le principal mécanisme de transformation de la matière moléculaire en atomes au sein du nuage. La composition moléculaire d'une région d'un nuage moléculaire peut évoluer rapidement en raison des variations du champ de rayonnement, des mouvements et des perturbations de la poussière.
La majeure partie du gaz constituant un nuage moléculaire est de l'hydrogène moléculaire , le monoxyde de carbone étant le deuxième composé le plus abondant. Les nuages moléculaires contiennent généralement aussi d'autres éléments et composés. Les astronomes ont observé la présence de composés à longue chaîne tels que le méthanol , l'éthanol et les cycles benzéniques , ainsi que leurs différents hydrures . De grandes molécules, connues sous le nom d'hydrocarbures aromatiques polycycliques, ont également été détectées.
La densité d'un nuage moléculaire est fragmentée et ses régions peuvent être généralement classées en grumeaux et en cœurs. Les grumeaux constituent la plus grande sous-structure du nuage, avec une taille moyenne de 1 pc . Ils sont les précurseurs des amas stellaires , bien que tous ne donnent pas naissance à des étoiles. Les cœurs sont beaucoup plus petits (d'un facteur 10) et présentent des densités plus élevées. Liés gravitationnellement , ils subissent un effondrement lors de la formation stellaire .
En termes astronomiques, les nuages moléculaires sont des structures éphémères qui disparaissent ou subissent des transformations structurelles et chimiques majeures environ 10 millions d'années après leur formation. Leur courte durée de vie peut être déduite de l'âge des jeunes étoiles qui leur sont associées, compris entre 10 et 20 millions d'années, ce qui correspond aux échelles de temps internes des nuages moléculaires.
L'observation directe d' étoiles T Tauri à l'intérieur de nuages obscurs et d'étoiles OB dans des régions de formation d'étoiles correspond à cette fourchette d'âge prédite. Le fait que les étoiles OB âgées de plus de 10 millions d'années ne présentent pas une quantité significative de matière nuageuse autour d'elles semble indiquer que la majeure partie du nuage est dispersée après cette période. L'absence de grandes quantités de molécules gelées à l'intérieur des nuages suggère également une structure éphémère. Certains astronomes proposent que les molécules ne se soient jamais gelées en très grande quantité en raison de la turbulence et de la transition rapide entre gaz atomique et gaz moléculaire.
Formation et destruction des nuages
Du fait de leur courte durée de vie, les nuages moléculaires se forment et se détruisent constamment. En calculant le taux de formation d'étoiles dans notre galaxie, les astronomes peuvent estimer la quantité de gaz interstellaire qui s'accumule dans ces nuages moléculaires. Le taux d'assemblage de la masse en étoiles est d'environ 3 M☉ par an. Seuls 2 % de la masse d'un nuage moléculaire sont assemblés en étoiles, ce qui correspond à environ 150 M☉ de gaz qui s'assemblent chaque année dans les nuages moléculaires de la Voie lactée .
Deux mécanismes possibles de formation des nuages moléculaires ont été proposés par les astronomes : la croissance des nuages par collision et l’instabilité gravitationnelle dans la couche de gaz répandue dans toute la galaxie. Les modèles de la théorie des collisions ont montré qu’elle ne peut être le principal mécanisme de formation des nuages en raison du temps extrêmement long nécessaire à la formation d’un nuage moléculaire, supérieur à la durée de vie moyenne de telles structures.
L'instabilité gravitationnelle est probablement le principal mécanisme. Les régions plus riches en gaz exercent une force gravitationnelle plus importante sur leurs voisines et attirent la matière environnante. Cet excès de matière augmente la densité, renforçant ainsi l'attraction gravitationnelle. Les modèles mathématiques d'instabilité gravitationnelle dans la couche de gaz prévoient un temps de formation compatible avec le temps de formation estimé du nuage.
Lorsqu'un nuage moléculaire atteint une masse suffisante, ses régions les plus denses s'effondrent sous l'effet de la gravité, créant ainsi des amas stellaires . Ce processus est très destructeur pour le nuage lui-même. Une fois formées, les étoiles ionisent les particules environnantes du nuage par leur chaleur. Le gaz ionisé s'évapore alors et se disperse en formations appelées « coulées de champagne » . Ce processus débute lorsque près de 2 % de la masse du nuage est convertie en étoiles. Les vents stellaires contribuent également à la dispersion du nuage. Le cycle de formation et de destruction des nuages se referme lorsque le gaz dispersé par les étoiles se refroidit et est attiré vers de nouveaux nuages par l'instabilité gravitationnelle
formation d'étoiles
La formation d'étoiles implique l'effondrement de la partie la plus dense du nuage moléculaire, fragmentant la région effondrée en amas plus petits. Ces amas accumulent davantage de matière interstellaire, augmentant de densité par contraction gravitationnelle. Ce processus se poursuit jusqu'à ce que la température atteigne un seuil permettant la fusion de l'hydrogène. La combustion de l'hydrogène génère alors suffisamment de chaleur pour vaincre la gravité et créer un équilibre hydrostatique . À ce stade, une protoétoile se forme et continue d'accumuler du gaz et de la poussière provenant du nuage environnant.
L'une des régions de formation d'étoiles les plus étudiées est le nuage moléculaire du Taureau, en raison de sa proximité avec la Terre (140 pc , soit 430 années- lumière), ce qui en fait un objet d'étude privilégié pour recueillir des données sur la relation entre les nuages moléculaires et la formation d'étoiles. Le nuage moléculaire du Taureau abrite des étoiles T Tauri . Ces étoiles variables , encore au début de leur développement, continuent d'accumuler du gaz et de la poussière provenant du nuage qui les entoure. L'observation des régions de formation d'étoiles a permis aux astronomes d'élaborer des théories sur l'évolution stellaire . De nombreuses étoiles de type O et B ont été observées dans ou à proximité immédiate de nuages moléculaires. Appartenant à la population I (certaines ont moins d'un million d'années), ces étoiles n'ont pas pu s'éloigner considérablement de leur lieu de naissance. Nombre de ces jeunes étoiles sont nichées au cœur d'amas de nuages, ce qui suggère qu'elles se forment en leur sein.
Types de nuages moléculaires
nuages moléculaires géants
Un vaste ensemble de gaz moléculaire dont la masse est plus de 10 000 fois celle du Soleil est appelé nuage moléculaire géant ( NMG ). Les NMG ont un diamètre d'environ 15 à 600 années-lumière (5 à 200 parsecs) et une masse typique de 10 000 à 10 millions de masses solaires . Alors que la densité moyenne au voisinage du Soleil est d'une particule par centimètre cube, la densité volumique moyenne d'un NMG est environ dix à mille fois supérieure. Bien que le Soleil soit beaucoup plus dense qu'un NMG, le volume de ce dernier est si important qu'il contient une masse bien plus grande. La microstructure d'un NMG est un réseau complexe de filaments, de feuillets, de bulles et d'amas irréguliers
Les filaments sont véritablement omniprésents dans les nuages moléculaires. Les filaments moléculaires denses se fragmentent en cœurs liés gravitationnellement, dont la plupart évolueront en étoiles. L'accrétion continue de gaz, la courbure géométrique et les champs magnétiques pourraient contrôler le mode de fragmentation précis des filaments. Dans les filaments supercritiques, les observations ont révélé des chaînes quasi-périodiques de cœurs denses espacées de 0,15 parsec, une distance comparable à la largeur interne du filament. Une fraction importante des filaments contenait des cœurs préstellaires et protostellaires, ce qui confirme le rôle crucial des filaments dans la formation des cœurs liés gravitationnellement. Des études récentes suggèrent que les structures filamentaires dans les nuages moléculaires jouent un rôle essentiel dans les conditions initiales de la formation stellaire et dans l'origine de la fonction de masse initiale stellaire.
Les parties les plus denses des filaments et des amas sont appelées cœurs moléculaires, tandis que les cœurs moléculaires les plus denses, dits cœurs moléculaires denses, présentent des densités supérieures à 10⁴ à 10⁶ particules par centimètre cube. Les cœurs moléculaires typiques sont marqués au CO et les cœurs moléculaires denses à l' ammoniac . La concentration de poussière au sein des cœurs moléculaires est généralement suffisante pour bloquer la lumière des étoiles d'arrière-plan, de sorte qu'ils apparaissent en silhouette comme des nébuleuses obscures .
Les nuages moléculaires géants (NMG) sont si vastes que les NMG locaux peuvent couvrir une fraction importante d'une constellation ; ils sont donc souvent désignés par le nom de cette constellation, par exemple le nuage moléculaire d'Orion (NMO) ou le nuage moléculaire du Taureau (NMT). Ces NMG locaux sont disposés en anneau au voisinage du Soleil, coïncidant avec la ceinture de Gould . Le plus grand ensemble de nuages moléculaires de la galaxie forme un anneau asymétrique autour du centre galactique, à un rayon de 120 parsecs ; le plus grand composant de cet anneau est le complexe Sagittarius B2 . La région du Sagittaire est chimiquement riche et sert souvent d'exemple aux astronomes à la recherche de nouvelles molécules dans l'espace interstellaire.
Petits nuages moléculaires
Les petits nuages moléculaires isolés, liés gravitationnellement et dont la masse est inférieure à quelques centaines de fois celle du Soleil, sont appelés globules de Bok . Les parties les plus denses de ces petits nuages moléculaires correspondent aux noyaux moléculaires des nuages moléculaires géants et sont souvent étudiées ensemble.
nuages moléculaires diffus de haute latitude
En 1984, IRAS a identifié un nouveau type de nuage moléculaire diffus. Il s'agit de nuages filamenteux diffus visibles aux hautes latitudes galactiques . Ces nuages ont une densité typique de 30 particules par centimètre cube.
