Les étoiles naissent dans des nuages moléculaires, des nuages massifs d’hydrogène qui peuvent contenir des millions de masses stellaires de matière. Mais comment se forment les nuages moléculaires ? Il existe différentes théories et modèles de ce processus, mais la formation des nuages est difficile à observer.
Une nouvelle étude progresse et montre comment le processus se produit plus rapidement que prévu.
Les nuages moléculaires sont une partie importante du milieu interstellaire (ISM) et sont intégrés dans le gaz atomique, l’autre composant principal de l’ISM. Le troisième composant de l’ISM est le gaz ionique, et tous trois jouent un rôle dans la formation des étoiles.
Il y a des questions sans réponse sur la façon dont les nuages d’hydrogène moléculaire se forment à partir de l’ISM et forment ensuite des étoiles. L’hydrogène moléculaire est notoirement difficile à observer en raison de son manque de raies d’absorption dans la lumière visible, infrarouge et UV. De nouvelles recherches montrent comment un composant du gaz ionisé dans l’ISM – le carbone ionisé (CII) – peut être observé pour suivre la formation des nuages moléculaires.
La nouvelle recherche apparaît dans Nature Astronomy. L’article est “Le carbone ionisé en tant que traceur de l’assemblage des nuages interstellaires”, et l’auteur principal est Nicola Schneider. Schneider est chercheur à l’Université de Cologne, en Allemagne.
La recherche se concentre sur Cygnus X, une région massive de formation d’étoiles située à environ 4 600 années-lumière dans la constellation du Cygne. Il est associé à l’un des plus grands nuages d’hydrogène moléculaire que les scientifiques connaissent. Des études montrent que Cygnus X a formé des étoiles rapidement au cours des 10 derniers millions d’années et continue d’en former aujourd’hui.
Les étoiles naissent dans des nuages d’hydrogène moléculaire, mais les astrophysiciens remontent l’horloge plus loin que cela pour trouver leurs origines. Les nuages d’hydrogène moléculaire se forment à partir des réservoirs d’hydrogène atomique (HI) dans les galaxies, bien que le mécanisme exact ne soit pas clairement compris. Les astrophysiciens ont développé différents modèles du mécanisme. Certains présentent un processus lent où la gravité, la turbulence et les champs magnétiques sont en équilibre jusqu’à ce qu’ils soient perturbés par la rétroaction stellaire ou la densité du bras en spirale. Une fois dérangé, il y a une lente accumulation de densité qui forme des poches d’hydrogène moléculaire. Des étoiles finissent par se former dans ces poches.
D’autres modèles indiquent un processus plus rapide et dynamique. Dans ces modèles, le mouvement à grande échelle des galaxies elles-mêmes déclenche le processus alors que le gaz chaud, ténu, principalement atomique appelé milieu neutre chaud (WNM) se transforme en nuages d’hydrogène moléculaire plus froids et plus denses appelés milieu neutre froid (CNM). La rétroaction stellaire et les explosions de supernovae jouent également un rôle dans la conduite du gaz vers de plus grandes densités et la formation d’étoiles. Cela complique les observations. “Il est donc difficile de trouver les bons traceurs d’observation à la fois pour l’interaction dynamique entre les flux de gaz et les transitions thermiques et chimiques entre WNM et CNM”, écrivent les auteurs dans leur article.
L’équipe a utilisé les observations du programme FEEDBACK de SOFIA dans son travail. Ils ont comparé la distribution de trois composants de l’ISM dans Cygnus X : le carbone ionisé, le monoxyde de carbone moléculaire et l’hydrogène atomique. Les capacités uniques de SOFIA lui ont permis de détecter un faible rayonnement CII (carbone ionisé) de la périphérie des nuages qui n’avait jamais été détecté auparavant. La nouvelle recherche montre que la formation d’étoiles peut se produire beaucoup plus rapidement que prévu. Cette rapidité pourrait également expliquer la formation des étoiles massives.
Cygnus X est une vaste agglomération de nuages de gaz et de poussières lumineuses. Les observations des raies spectrales du carbone ionisé (CII) ont montré que les nuages s’y sont formés sur plusieurs millions d’années. En astronomie, c’est un processus très rapide. Non seulement cela perturbe notre compréhension de la formation des étoiles, mais cela aide également à répondre à une question à laquelle la formation lente d’étoiles ne peut pas répondre : comment les étoiles massives se forment-elles si cela prend si longtemps ?
Les étoiles massives sont définies comme celles 8 fois plus massives que le Soleil. Elles intéressent particulièrement les astrophysiciens car elles sont si rares : moins de 1 % des étoiles de la Voie lactée sont massives. Plusieurs types de rétroaction entravent leur formation. Les flux sortants, la pression de rayonnement et les champs magnétiques sont tous des obstacles empêchant les étoiles de devenir massives. Les étoiles massives émettent également d’énormes quantités de matière à partir des jets polaires lors de leur formation, ce qui limite encore leur croissance. Les astrophysiciens ont eu du mal à développer un modèle complet qui puisse expliquer comment se forment les étoiles massives. Puisqu’ils sont responsables de la fusion d’un si grand nombre d’éléments lourds, les scientifiques s’y intéressent beaucoup.
Mais en observant le rayonnement du carbone ionisé (CII) sur les bords des nuages de gaz interstellaires, ce groupe de chercheurs a fait quelques progrès.
Contrairement aux connaissances antérieures, les chercheurs ont découvert que les nuages de gaz interstellaires, dont les coquilles sont constituées d’hydrogène moléculaire, se déplacent plus rapidement que prévu, jusqu’à 20 km s-1. « Cette vitesse élevée comprime le gaz dans des régions moléculaires plus denses où se forment de nouvelles étoiles, principalement massives. Nous avions besoin des observations CII pour détecter ce gaz autrement “sombre” », a déclaré l’auteur principal Schneider.
C’est peut-être la première fois que CII est utilisé comme traceur pour sonder comment les nuages moléculaires se forment et donnent naissance à des étoiles massives. Mais ce ne sera pas le dernier. « Nous concluons que le [CII] La ligne 158??m est un excellent traceur pour observer les processus impliqués dans les interactions nuageuses et anticiper d’autres détections de ce phénomène dans d’autres régions », écrivent les auteurs.
Les données peuvent se trouver dans les archives de la mission SOFIA aujourd’hui disparue. Le programme FEEDBACK a étudié plusieurs régions avec un large éventail d’activités massives de formation d’étoiles. L’objectif était de “… quantifier la relation entre l’activité de formation d’étoiles et l’injection d’énergie et les processus de rétroaction négative et positive”, explique le site Web FEEDBACK.
Les chercheurs sont déjà occupés à travailler avec les données de FEEDBACK. Dans un communiqué de presse, l’auteur principal Schneider a déclaré: “Dans la liste des sources de FEEDBACK, il existe d’autres nuages de gaz à différents stades d’évolution, où nous recherchons maintenant le faible rayonnement CII à la périphérie des nuages pour détecter des interactions similaires comme dans la région de Cygnus X.
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