La galaxie dite du sombrero (M104) présente un important disque de poussières. Comme le milieu est fortement collisionnel, sa distribution est essentiellement plane. Seules les étoiles du bulbe, dans un régime non collisionnel, dessinent une distribution sphérique.
Les anneaux de poussières abritent de nombreuses étoiles jeunes et brillantes.
Crédit :
ESO
La galaxie dite du sombrero (M104) vu par le télescope Spitzer. Image composite à partir d'observations à 3.6 (traduit en bleu), 4.5 (vert), 5.8 (orange), and 8.0 (rouge) micromètres. La contribution stellaire des étoiles les plus rouges a été retranchée des images pour mettre en évidence la poussière.
Crédit :
NASA/Spitzer
Le milieu interstellaire
Le milieu interstellaire, bien visible sur un image de
galaxie, contient des poussières et du gaz concentrés dans un disque étroit marquant le plan moyen de la galaxie.
La composante gazeuse est principalement constituée d'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'Univers ; ce dernier existe sous forme atomique ou moléculaire. Le gaz interstellaire contient aussi quelques traces d'éléments plus lourds, également sous la forme d'atomes ou de molécules.
La poussière interstellaire, fortement absorbante, correspond à des régions sombres en lumière visible, ou bien brillantes en infrarouge.
Elle se présente sous la forme de grains extrêmement petits, d'une taille typique de l'ordre d'une fraction de micron. La composition chimique de ces grains est variée : graphite, silicates, carbonates.
Région de formation stellaire NGC 6914. Les régions les plus obscurcies correspondent aux parties les plus denses et froides du nuage, qui bloquent le rayonnement visible.
La lumière bleutée de certaines régions provient de la diffusion du flux des étoiles chaudes nouvellement formées. La lumière rouge correspond à la raie atomique
H alpha excitée par ionisation sous le rayonnement UV également dû aux objets jeunes.
Crédit :
CFHT
Régions froides
Les nuages moléculaires ont une masse qui peut se chiffrer en millions de masse solaire. De ce fait, ils contiennent une grande partie de la masse du milieu interstellaire. Leur taille, qui peut dépasser 50 pc (150 années de lumière), s'accompagne d'une densité de l'ordre de la centaine de molécules par centimètre cube, pour une température interne de seulement de 10 K environ.
Principalement constitués de gaz et de poussières, ces nuages moléculaires peuvent héberger des étoiles en formation ou bien juste formées.
Globules de Bok
Globules de Bok dans IC2944.
Crédit :
HST
Globule de Bok
Les étoiles en formation se retrouvent cachées au sein de leur nuage.
Les régions de gaz denses qui hébergent ces nouvelles étoiles apparaissent sombres. On les appelle globules de Bok, du nom de l'astronome qui a imaginé leur rôle.
Un globule de Bok représente typiquement une dizaine de masses solaires, concentrée en environ 1 AL.
Zoom sur la nébuleuse M20. Le nuage non condensé est sculpté par le rayonnement ultraviolet d'étoiles jeunes et massives du voisinage. Les globules de Bok, plus denses, bloquent ce rayonnement, et leur `ombre' protège alors de fines régions du nuage.
Crédit :
HST
Régions ionisées
Le fort rayonnement ultraviolet des étoiles jeunes et chaudes conduit à ioniser le gaz environnant. L'émission est dominée par la raie H
de l'hydrogène, à 656.3 nm. Il en découle la couleur rougeâtre caractéristique de ces régions.
Evolution stellaire
Les différents stades d'évolution stellaire se côtoient couramment. Des globules de Bok avoisinent des régions HII, le tout balayé par le rayonnement des étoiles déjà formées.
Objectifs
Distinguer les principales composantes du milieu interstellaire (MIS).
Gaz et poussière
Le milieu interstellaire (MIS), composé essentiellement de gaz (99%) et de poussières (1%), se caractérise, loin des sources stellaires, par des températures plutôt froides par rapport aux étoiles et des densités particulaires très faibles. Mais le MIS est intimement associé aux étoiles, soit qu'il en constitue le cocon au sein de laquelle elles se forment et évoluent, soit qu'il corresponde à de la matière éjectée par une étoile en fin de vie.
La principale source de poussières sont les étoiles géantes rouges, sur la branche asympotique. À ce stade d'évolution, ces étoiles synthétisent des éléments lourds, les expulsent par des vents violents, où ces éléments lourds s'agrègent en poussières.
Les nuages protostellaires et les enveloppes circumstellaires peuvent présenter des différences notables. Le but de cette page n'est pas d'en décrire les géographies complexes, mais au-moins de mettre un peu d'ordre. Les composantes sont présentées par densité croissante.
Régions HI
Cette composante du MIS correspond à des régions froides et peu denses essentiellement composés d'hydrogène atomique (forme neutre HI).
Nuages moléculaires
La matière froide et dense y est présente sous forme moléculaire. On y décèle la molécule CO et des poussières, jouant un rôle important dans l'équilibre thermique du nuage.
Régions HII
Aux alentours des étoiles en formation, le gaz est chauffé sous l'action du rayonnement stellaire, et ionisé (forme ionisée HII de l'hydrogène). Les régions HII ne sont pas confinées sous leur propre gravitation, mais en expansion.
Différentes régions
| hydrogène | | densité particulaire  | température (K) |
|---|
| atomique | HI froid |  | 100 |
| HI tiède |  | 8000 |
| moléculaire | |  |  |
|
ionisé | HII |  | 10000 |
| diffus |  | 10000 |
| chaud |  | 500 000 |
Ordre de grandeur de la température et de la densité particulaire.
Différentes régions
Les appliquettes ci-jointes décrivent différentes
régions du
milieu interstellaire.
Le nuage Barnard 68 à diverses longueurs d'onde (en bande B, V, I, J, H et K). Les propriétés de l'interaction rayonnement-matière font que ce nuage apparaît d'autant plus absorbant que la longueur d'onde d'observation est courte.
Crédit :
ESO
De l'influence de la longueur d'onde
L'allure d'un nuage dépend de la longueur d'onde d'observation.
QCM
présente une masse de l'ordre de (en unité de masse solaire)
)