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En astronomie , une region d'hydrogene ionise ^{[ 1 ]} ou region H II ^{[ 2 ] , [ 3 ] , [ 4 ]} (lire ≪ H deux ≫) est une nebuleuse en emission constituee de nuages principalement composes d' hydrogene et dont la plupart des atomes sont ionises , et s'etendant parfois sur plusieurs annees-lumiere . L'ionisation est produite par la proximite d'une ou de plusieurs etoiles tres chaudes, de type spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l' ultraviolet extreme, elles-memes formees a partir du nuage.

Plus tard, les explosions en supernovæ et les forts vents stellaires provoques par les etoiles les plus massives de l' amas stellaire finiront par disperser les particules de gaz restant, laissant derriere elles un amas d'etoiles tel que celui des Pleiades .

Les regions HII tirent leur nom de la presence en grande quantite d'hydrogene ionise, note ≪ HII ≫. Il s'agit donc de l' ion H ⁺ , c'est-a-dire un simple proton , distinct de l' hydrogene moleculaire (H ₂ ) et de l'hydrogene neutre atomique ( HI ).

Ces nuages de gaz ionise sont visibles a de tres grandes distances et l'etude des regions HII extragalactiques est fondamentale pour determiner les distances et la composition chimique des autres galaxies .

Histoire [ modifier | modifier le code ]

Quelques-unes des regions HII les plus lumineuses sont visibles a l' œil nu , cependant il semble qu'aucune d'entre elles n'ait ete decouverte avant l'invention du telescope au debut du XVII ^e  siecle. Meme Galilee semble ne pas avoir remarque la nebuleuse d'Orion alors qu'il observait l' amas stellaire qu'elle contient. C'est l' astronome francais Nicolas-Claude Fabri de Peiresc qui decouvrit cette nebuleuse en 1610, et depuis un grand nombre de ces regions HII ont ete decouvertes, a l'interieur et en dehors de notre galaxie .

William Herschel , observant la nebuleuse d'Orion en 1774, la decrivit comme ≪ une informe brume ardente, materiel chaotique des futurs soleils ≫ . Il fallut cependant attendre encore un siecle pour que cette theorie soit confirmee, lorsque l'astronome britannique William Huggins pointe son spectrometre en direction de plusieurs nebuleuses. Parmi celles qui furent observees, certaines, comme la nebuleuse d'Andromede , possedaient un spectre similaire a celui des etoiles, et on en deduisit qu'il s'agissait en fait de galaxies composees de centaines de millions d'etoiles. Les autres etaient tres differentes : a la place d'un spectre continu entrecoupe de raies d'absorption , celui de la nebuleuse d'Orion et d'autres objets similaires n'etait compose que de quelques raies d'emission, peu nombreuses ^{[ 5 ]} .

L'une d'entre elles etait situee a une longueur d'onde de 500,7 nanometres , ce qui, a l'epoque, ne correspondait a aucun element chimique connu. Les scientifiques emirent alors l'hypothese qu'il s'agissait d'un nouvel element chimique, qui fut nomme nebulium (une idee similaire avait conduit a la decouverte de l' helium en 1868 par analyse du spectre du Soleil ).

Cependant, alors que l'helium fut isole sur Terre peu apres sa decouverte dans le spectre du Soleil, ce ne fut pas le cas du nebulium. Au debut du XX ^e  siecle, Henry Norris Russell proposa que plutot que d'etre liee a un nouvel element, la raie d'emission a 500,7  nm pourrait l'etre a un element deja connu mais place dans des conditions inhabituelles.

Les physiciens montrerent dans les annees 1920 que dans un gaz de densite extremement faible, les electrons excites peuvent occuper des niveaux d'energie metastables qui seraient tres rapidement desexcites par les collisions dans un gaz de densite plus elevee ^{[ 6 ]} . Or la transition des electrons entre ces niveaux d'energie dans l'atome d' oxygene menent precisement a une raie d'emission de 500,7  nm de longueur d'onde. Ces raies spectrales, qui ne peuvent etre observees que pour des gaz de densite tres faible, sont appelees raies de transition interdites . Les observations spectrometriques des nebuleuses montrerent donc que celles-ci etaient constituees de gaz extremement rarefie.

Au cours du XX ^e  siecle, les observations revelerent que les regions HII contenaient souvent des etoiles chaudes et tres lumineuses. Ces etoiles sont beaucoup plus massives que le Soleil et sont celles qui possedent la duree de vie la plus courte, estimee a quelques millions d'annees seulement (par rapport aux etoiles comme le Soleil qui peuvent vivre plusieurs milliards d'annees). On conjectura alors que les regions HII devaient etre un des lieux ou les etoiles naissent. Ainsi, sur une periode de plusieurs millions d'annees, un amas d'etoiles se forme a partir du nuage de gaz, avant que la pression de radiation engendree par les etoiles deja creees ne disperse ce qui reste de la nebuleuse.

Les Pleiades sont un exemple d'amas qui a totalement ≪ souffle ≫ le gaz de la region HII a partir de laquelle il s'est forme (seules quelques traces de nebulosite par reflexion sont encore visibles).

Formation et evolution [ modifier | modifier le code ]

Le precurseur d'une region HII est un nuage moleculaire geant . Ce nuage geant est tres froid (de 10 a 20 K ) et dense, principalement constitue d' hydrogene moleculaire . Les nuages moleculaires geants peuvent rester dans un etat stable pendant tres longtemps, mais les ondes de choc provoquees par les supernovæ voisines, les collisions entre galaxies ou les interactions gravitationnelles et magnetiques peuvent entrainer l'effondrement d'une partie du nuage, ce qui conduit a la formation d'etoiles via un processus d'effondrement et de fragmentation du nuage.

A la suite de la creation d'etoiles a l'interieur du nuage moleculaire geant, les plus massives d'entre elles atteignent rapidement une temperature tres elevee (plusieurs dizaines de milliers de kelvins), et les photons tres energetiques emis par l'etoile commencent a ioniser le gaz environnant ? celui-ci etant principalement compose d'hydrogene, on obtient alors un plasma de protons et d' electrons libres. Il se forme alors un front d'ionisation, qui s'etend a tres grande vitesse. La pression interne du gaz nouvellement ionise augmente avec sa temperature, entrainant de fait une augmentation de son volume. Les deplacements de matiere et ondes de choc generees favorisent a leur tour la formation stellaire dans les regions voisines.

La duree de vie d'une region HII est estimee entre 10 et 100 millions d'annees suivant ses dimensions, la pression de radiation et le vent stellaire engendres par les etoiles chaudes achevant d'evacuer le gaz encore present (voir etoile Wolf-Rayet ). En fait, le processus a un rendement assez faible, avec seulement environ 10 pour cent du gaz de la nebuleuse servant a la formation des etoiles avant d'etre ejecte au loin. Les explosions en supernovæ contribuent egalement pour une grande part a cette perte de gaz, celles-ci pouvant se produire apres seulement un a deux millions d'annees pour les etoiles les plus massives.

Pouponnieres d'etoiles [ modifier | modifier le code ]

Le processus reel de formation des etoiles a l'interieur des regions HII nous est en fait cache par le dense nuage de gaz froid et opaque qui entoure l'etoile naissante. C'est seulement lorsque la pression de radiation, provoquee par le rayonnement de l'etoile, aura expulse son ≪ cocon ≫ qu'elle deviendra visible. Avant cela, les regions de gaz dense qui contiennent les nouvelles etoiles en formation sont souvent vues en silhouette devant les autres parties ionisees de la nebuleuse. Ces zones sombres sont connues sous le nom de globules de Bok , du nom de l'astronome Bart Bok , qui emit l'hypothese dans les annees 1940 que ceux-ci puissent etre le lieu de la formation des etoiles.

La confirmation de l'hypothese de Bok dut attendre les annees 1990 pour que l'amelioration des instruments et des observations infrarouge finisse par ≪ percer ≫ cette couche de poussieres et montrer les jeunes etoiles en cours de formation ^{[ 7 ]} . On pense generalement qu'un globule de Bok typique possede une masse d'environ 10 masses solaires , concentree dans une region d'environ 1 annee-lumiere ^{[ 8 ]} , et que les globules de Bok conduisent la plupart du temps a la formation d' etoiles doubles ou multiples ^{[ 9 ]} .

En plus d'etre le lieu de la formation des etoiles, les regions HII semblent egalement contenir des systemes planetaires . Le telescope spatial Hubble a revele la presence de centaines de disques protoplanetaires dans la nebuleuse d'Orion. Au moins la moitie des jeunes etoiles de la nebuleuse d'Orion semblent entourees d'un disque de gaz et de poussieres, dont on pense qu'ils contiennent chacun assez de matiere pour former des systemes planetaires semblables au notre .

Caracteristiques [ modifier | modifier le code ]

Caracteristiques physiques [ modifier | modifier le code ]

Les proprietes physiques des regions HII varient enormement de l'une a l'autre. Leur taille se situe generalement entre une annee-lumiere seulement pour les regions ultra-compactes et plusieurs centaines d'annees-lumiere pour les geantes. La densite des regions ultra-compactes est de l'ordre du million de particules par centimetre cube, et seulement quelques particules au centimetre cube pour les regions les plus etendues. En 2017, on a decouvert un nuage de gaz ionise gigantesque, de plus de 300 000 annees-lumiere, soit trois fois le diametre de la Voie lactee, qui enveloppe dix galaxies ^{[ 10 ] , [ 11 ]} . Il se trouve dans une region particulierement dense d'un groupe de galaxies appele COSMOS-Gr30 , a 6,5 milliards d'annees-lumiere de la Terre.

Selon la taille de la region HII, elle peut contenir de une etoile jusqu'a plusieurs milliers, ce qui rend les regions HII beaucoup plus compliquees a comprendre et a analyser que les nebuleuses planetaires , qui elles ne contiennent qu'une seule source centrale d'ionisation. Les regions HII ont cependant en commun d'avoir une temperature de l'ordre de 10 000   K . Elles sont en grande partie ionisees, et ce gaz ionise peut engendrer un champ magnetique d'une force de plusieurs dizaines de microgauss ^{[ 12 ]} . Certaines observations suggerent que ce gaz peut contenir des champs electriques ^{[ 13 ]} .

Chimiquement, les regions HII sont constituees a 90 % d'hydrogene. La raie d'emission la plus forte de l'hydrogene, situee a 656,3  nm , procure a ces regions leur couleur rouge caracteristique. Le reste est principalement constitue d'helium, plus quelques traces d'elements plus lourds. A travers notre galaxie, il a ete montre que la proportion d'elements lourds dans une region HII decroit lorsque l'on s'eloigne du centre galactique . Ceci est probablement du au fait qu'au cours de la vie de la Galaxie, le taux de formation des etoiles etait plus rapide dans les regions centrales (plus denses), impliquant un enrichissement plus rapide du milieu interstellaire en elements lourds, par les processus de nucleosynthese stellaire .

Nombre et distribution [ modifier | modifier le code ]

Les regions HII n'ont ete detectees que dans les galaxies spirales comme la notre ou les galaxies irregulieres . On n'en a en revanche jamais trouve dans les galaxies elliptiques . On peut en observer a peu pres n'importe ou a l'interieur d'une galaxie irreguliere, tandis qu'elles se situent presque toujours dans les bras spiraux des galaxies spirales. Une galaxie spirale de grande taille peut contenir plusieurs milliers de regions HII.

La raison qui fait qu'aucune region HII n'est observee dans les galaxies elliptiques tient a la facon dont ces galaxies sont creees, par fusion de plusieurs galaxies entre elles. Lorsque deux galaxies entrent en collision, les etoiles individuelles qui les composent n'entrent quasiment jamais en contact (la densite d'etoiles a l'interieur d'une galaxie est somme toute relativement faible), mais les nuages moleculaires geants et les regions HII sont eux serieusement agites, notamment a cause des forces gravitationnelles. Dans ces conditions, un tres grand nombre d'etoiles se forme, si rapidement que la plus grosse partie du gaz est transformee en etoiles ( au lieu des 10 % evoques au chapitre #Formation et evolution ). La galaxie elliptique resultant de cette fusion ne contient plus que tres peu de gaz, et les regions HII ne peuvent donc plus se former.

De recentes observations ont montre qu'il existe un petit nombre de regions HII situees en dehors des galaxies proprement dites. On suppose que ces nuages de gaz ont ete arraches par effet de maree aux regions peripheriques de galaxies lors de collisions ou meme seulement lors de passages rapproches entre deux galaxies massives ^{[ 14 ]} .

Morphologie [ modifier | modifier le code ]

Les regions HII presentent une tres grande variete de formes et de tailles. Chaque etoile a l'interieur d'une region HII ionise une region globalement spherique de gaz autour d'elle, mais la combinaison de spheres ionisees de multiples etoiles a l'interieur d'une meme region HII, ainsi que l'expansion de la nebuleuse surchauffee a l'interieur du nuage de gaz environnant (qui contient lui-meme de faibles variations de densite), conduit a la formation de formes complexes. Les supernovæ contribuent egalement a ≪ sculpter ≫ la forme du nuage.

Dans certains cas, la formation d'un grand amas stellaire a l'interieur de la region HII conduit celle-ci a etre ≪ illuminee ≫ de l'interieur par les nombreuses etoiles qui la composent. C'est le cas par exemple de NGC 604 , une region HII geante situee dans la galaxie du Triangle .

Quelques regions HII notables [ modifier | modifier le code ]

• La plus connue des regions HII a l'interieur de notre Galaxie est la nebuleuse d'Orion , situee a une distance d'environ 1500 annees-lumiere du systeme solaire . Cette nebuleuse fait partie d'un nuage moleculaire geant , appele nuage d'Orion qui, s'il etait entierement visible, remplirait la quasi-totalite de la constellation d' Orion . La nebuleuse de la Tete de Cheval et la boucle de Barnard sont deux autres parties illuminees de ce nuage de gaz froid.
• Le Grand Nuage de Magellan , une petite galaxie satellite de la notre, contient une tres grande region HII appelee nebuleuse de la Tarentule . Cette nebuleuse est beaucoup plus etendue que celle d'Orion, et des milliers d'etoiles y sont creees, certaines ayant plus de 100 masses solaires . Si la nebuleuse de la Tarentule etait aussi proche de la Terre que l'est la nebuleuse d'Orion, elle brillerait autant que la pleine Lune dans le ciel nocturne . La supernova SN 1987A s'est produite dans les environs de cette nebuleuse.
• NGC 604 est une region HII encore plus grande que la nebuleuse de la Tarentule, mais elle contient legerement moins d'etoiles et est situee dans la galaxie du Triangle , nettement plus eloignee de nous que les nuages de Magellan (800  kpc contre 50  kpc ). De ce fait elle nous parait nettement plus petite et faible, mais il s'agit de l'une des regions HII les plus etendues du Groupe local .

Notes et references [ modifier | modifier le code ]

Voir aussi [ modifier | modifier le code ]

Articles connexes [ modifier | modifier le code ]

• Nebuleuse
• Nebuleuse planetaire
• Naissance des etoiles
• Globule de Bok
• Milieu interstellaire
• Catalogue RCW
• Catalogue Sharpless

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