Nébuleuse solaire
La nébuleuse solaire est le nuage de gaz (ou disque d'accrétion) à partir duquel notre système solaire s'est formé.
Cette hypothèse de la nébuleuse a été proposée pour la première fois en 1755 par Emmanuel Kant, en supposant que la nébuleuse tourne lentement sur elle-même, se condensant et s'aplatissant graduellement sous l'effet de la gravité, pour former plus tard des étoiles et des planètes. Un modèle similaire fut proposé en 1796 par Pierre-Simon Laplace.
Selon la théorie, la nébuleuse aurait eu un diamètre initial de 100 UA et une masse de 2 à 3 fois la masse actuelle du Soleil. Avec le temps, la gravité a causé la condensation du nuage gazeux et, alors que la pression et la densité augmentaient, l'émergence d'une proto-étoile au centre de la nébuleuse. Ce système primitif était chauffé par la friction des molécules, la fusion n'apparaissant que bien plus tard. En raison du principe de conservation du moment angulaire (qui implique l'accélération de la rotation pendant la chute), la nébuleuse ne s'est pas entièrement effondrée sur elle-même, mais a conduit à la formation d'un disque. Un disque protoplanétaire s'est formé, en orbite autour de la proto-étoile.
À l'intérieur du système, les éléments les plus légers tels que l'hydrogène et l'hélium ont été entrainés hors de la région centrale par le vent solaire et la pression de radiation, laissant derrière les éléments plus lourds et les particules de poussière, qui formeront les protoplanètes. Dans la partie externe de la nébuleuse solaire, la glace et les gaz volatils purent rester, ce qui résultera dans la formation de planètes "minérales" dans la partie intérieure, et de planètes gazeuses dans la partie externe.
Après 100 millions d'années, la température dans la proto-étoile a atteint un niveau tel que les réactions thermo-nucléaires se sont déclenchées - la proto-étoile devint alors le Soleil. À peu près au même moment, les planètes intérieures se sont formées, soit il y a environ 4,6 milliards d'années.
Les lunes des géantes gazeuses semblent s'être formées de la même façon, s'agglomérant à partir de disques d'accrétion formés autour de ces planètes géantes elles-mêmes. A contrario, la Lune se serait plutôt formée à la suite de la collision de la Terre avec un objet de grande taille (comparable à celle de Mars).
Nébuleuse planétaire
En astronomie, une nébuleuse planétaire est un objet astronomique qui ressemble à un disque d'aspect nébuleux lorsqu'il est observé à basse résolution. En raison de cet aspect, semblable à l'aspect des planètes, l'adjectif « planétaire » lui a été attaché, et a été depuis maintenu pour conserver l'uniformité historique.
À partir d'observations plus détaillées (en particulier spectroscopiques) on sait maintenant que les nébuleuses planétaires n'ont en fait aucun rapport avec les planètes. Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) vieillit et a fini de consommer tout son hydrogène, puis son hélium, son cœur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de radiation. Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse d'expansion de 20 à 30 kilomètres par seconde (70 000 à 100 000 km/h). Ce nuage est ionisé par les photons ultraviolets émis par l'étoile qui est devenue très chaude (50 000 à 100 000 K).
L'énergie ainsi acquise par le
gaz est réémise sous forme de lumière de moindre énergie, notamment dans le domaine du visible.
Ce sont des objets qui évoluent assez rapidement, on en connaît environ 1 500 dans notre Galaxie. Elles jouent un rôle crucial dans l'enrichissement de notre univers, transformant l'hydrogène primordial en éléments plus lourds et expulsant ces nouveaux éléments dans le milieu interstellaire.
Les nébuleuses planétaires sont souvent très colorées et leurs images sont parmi les plus spectaculaires. Un des exemples célèbres de ce type d'objet est la nébuleuse de l'Anneau située dans la constellation de la Lyre d'où son autre.
Nébuleuse obscure
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En astronomie, les nébuleuses sombres, nébuleuses obscures ou encore nébuleuses d'absorption sont des régions où les poussières du milieu interstellaire semblent se concentrer en grands nuages qui apparaissent en régions pauvres en étoiles.
Les nébuleuses sombres peuvent être vues si elles obscurcissent une partie d'une nébuleuse en émission ou de réflexion, comme la nébuleuse de la Tête de Cheval ou la nébuleuse du Cône dans la constellation du Cocher, ou si elles bloquent la lumière des étoiles en arrière-plan, comme par exemple le sac de charbon dans la constellation de la Croix du Sud.
La forme de tels nuages est très irrégulière : ils n'ont aucune frontière externe clairement définie et prennent parfois des formes contorsionnées. Les plus grandes nébuleuses sombres sont visibles à l'œil nu, apparaissant comme des zones sombres sur le fond plus lumineux de la Voie lactée.
L'hydrogène de ces nuages sombres et opaques existe sous forme moléculaire (H2). Les plus grandes nébuleuses de ce type, les nuages moléculaires géants, sont plusieurs million de fois plus massifs que le soleil. Ils contiennent une grande partie de la masse du milieu interstellaire, ont une taille d'environ 150 années-lumière, une densité de matière moyenne de 100 à 300 molécules par centimètre cube et une température interne de seulement de 7 à 15 K. Les nuages moléculaires sont constitués principalement de gaz et de poussières mais peuvent aussi contenir beaucoup d' étoiles. Le cœur de ces nuages sont complètement cachés à la vue et seraient indétectables si leurs molécules constitutives n'émettaient pas dans le domaine des micro-ondes. Ce rayonnement n'est pas absorbé par la poussière et peut donc traverser aisément ces nuages. La matière dans ces nuages est groupée en masses compactes de toutes tailles; les plus petites ayant à peine la taille typique d'une étoiles et d'autres s'étendant sur une année-lumière. Ces nuages possède un champ magnétique interne qui les empêchent de s'effondrer sous l'effet de leur propre gravitation.
Les nuages moléculaires géants jouent un rôle important dans la dynamique des galaxies : quand une étoile passe près d'un nuage géant, l'attraction gravitationnelle considérable de celui-ci perturbera significativement l'orbite de l'étoile. Après de multiples rencontres similaires, une étoile d'un certain âge aura des composants de vitesse significatives dans toutes les directions, au contraire de l'orbite presque circulaire que les étoiles jeunes héritent du nuage qui les a engendrées. Ceci donne à l'astronome un autre outil pour estimer l'âge des étoiles et contribue à expliquer l'épaisseur du disque galactique.
Les régions internes des nébuleuses sombres sont le siège d'événements importants: la formation des étoiles.
Rémanent de supernova
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On appelle rémanent de supernova la matière éjectée lors de l'explosion d'une étoile en supernova. Il existe deux voies possibles qui aboutissent à la création d'un rémanent :
- Une étoile massive cessant de générer de l'énergie par l'intermédiaire de la fusion de son cœur, et finissant par s'effondrer sous l'effet de sa propre gravité. On parle de supernova à effondrement de cœur, au centre duquel se trouve un résidu compact (étoile à neutrons ou trou noir). Alors que l'étoile massive fait plus de 8 masses solaires, le résidu compact fait de l'ordre de 1,5 masse solaire.
- une naine blanche ayant accumulé assez de matière provenant d'une étoile voisine ou entrant en collision avec celle-ci pour atteindre la masse critique qui engendre une explosion thermonucléaire. On parle de supernova thermonucléaire. Dans le cas où il y a accrétion de matière et non collision, l'étoile compagnon peut éventuellement survivre à l'explosion. L'étoile qui explose est par contre totalement détruite, sans laisser de résidu compact derrière elle.
Région HII
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En astronomie, on appelle régions HII (/aʃ.dø/) des nébuleuses en émission constituées de nuages principalement composés d'hydrogène et dont la plupart des atomes sont ionisés, et s'étendant parfois sur plusieurs années-lumière. L'ionisation est produite par la proximité d'une ou plusieurs étoiles très chaudes, de type spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l'ultraviolet extrême, ionisant ainsi le gaz alentour, à partir duquel ces étoiles se sont à l'origine formées.
Plus tard, les explosions en supernovæ et les forts vents stellaires provoqués par les étoiles les plus massives de l'amas stellaire finiront par disperser les particules de gaz restant, laissant derrière elles un amas d'étoiles tel que celui des Pléiades.
Les régions HII tirent leur nom de la présence en grande quantité d'hydrogène ionisé, noté HII, à ne pas confondre avec l'hydrogène moléculaire (H2), et l'hydrogène neutre atomique (HI).
Ces nuages de gaz ionisé sont visibles à de très grandes distances, et l'étude des régions HII extragalactiques est fondamentale pour déterminer les distances et la composition chimique des autres galaxies.
Nébuleuse du Crabe
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La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une supernova historique (SN 1054) observée par plusieurs astronomes en 1054 et 1055. La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier qui en fait le premier objet de son catalogue (catalogue de Messier). Son nom traditionnel remonte au XIXe siècle, époque où William Parsons, troisième comte de Rosse, observe la nébuleuse au Birr Castle dans les années 1840 et y fait référence sous le nom de nébuleuse du Crabe en raison d'un dessin qu'il en fait qui ressemble à un crabe[2].
Située à une distance d'environ 2 kiloparsecs (6 300 années-lumière) de la Terre, dans la constellation du Taureau, la nébuleuse a un diamètre de 11 années-lumière (3,4 pc) et sa vitesse d'expansion est de 1 500 km/s, caractéristiques typiques pour un rémanent de cet âge. C'est le premier objet astronomique à avoir été identifié à une explosion historique de supernova.
La nébuleuse contient en son centre un pulsar, le pulsar du Crabe (ou PSR B0531+21) qui tourne sur lui-même environ trente fois par seconde. Il s'agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 200 000 fois plus d'énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s'étalant de 10 mégahertz à plus de 30 GeV, soit près de 18 ordres de grandeurs. Le pulsar joue un rôle important dans la structure de la nébuleuse, étant entre autres responsable de son éclairement central.
Située à proximité immédiate du plan de l'écliptique, la nébuleuse est aussi une source de radiations utile pour l'étude des corps célestes qui l'occultent. Dans les années 1950 et 1960, la couronne solaire a été cartographiée grâce à l'observation des ondes radio de la nébuleuse du Crabe. Plus récemment, l'épaisseur de l'atmosphère de Titan, la lune de Saturne, a été mesurée grâce aux rayons X de la nébuleuse.