Le milieu interstellaire

Le milieu interstellaireLe milieu interstellaire

Stage-CCD - 17/12/2006 – OHP - Th.ViantStage-CCD - 17/12/2006 – OHP - Th.Viant

Mise en evidenceMise en evidence

L'espace n'est pas transparentL'espace n'est pas transparent

Extinction stellaire (2 mag/kPc)Extinction stellaire (2 mag/kPc)

Trumpler (1930)Trumpler (1930)

Absorption interstellaireAbsorption interstellaire

Accumulation de poussiéres sur la ligne de viséeAccumulation de poussiéres sur la ligne de visée Absorption UV-Bleu et rayonne en IR-rouge Absorption UV-Bleu et rayonne en IR-rouge

Carte d’identité du MISCarte d’identité du MIS99 % de Gaz - 1% de poussiéres99 % de Gaz - 1% de poussiéres

10% de la masse d’une galaxie10% de la masse d’une galaxie

Milieu non uniforme – formé en nuagesMilieu non uniforme – formé en nuages

Densité : Qqles a/mDensité : Qqles a/m33 à qqles milliards d’a/m à qqles milliards d’a/m33

Temperature : 2,73K à qqles millions de K Temperature : 2,73K à qqles millions de K

Composé :Composé :

d’Hydrogene (~90%) d’Hydrogene (~90%) d’He (~9%) d’He (~9%) d’autres gaz , d’autres gaz , de poussieresde poussieres

Qu’est ce qui s’y passe ?Qu’est ce qui s’y passe ?

IAP IAP

Hydrogéne environ 90% [2]:Hydrogéne environ 90% [2]: MoléculaireMoléculaire

AtomiqueAtomique

ioniseionise

Hydrogene moléculaire Hydrogene moléculaire

Molècule d'HMolècule d'H22 : la + abondante (ne pas confondre avec HII ) : la + abondante (ne pas confondre avec HII )

~ la moitie de la masse de gaz de la VL~ la moitie de la masse de gaz de la VL

détection en évaluant la luminosite du CO 1/10000détection en évaluant la luminosite du CO 1/10000

Région HI Région HI

Hydrogéne atomique - région neutreHydrogéne atomique - région neutre

E // > E !// -> Transition donne un photon de ~ 1420 MHzE // > E !// -> Transition donne un photon de ~ 1420 MHz

Observable sur la raies 21 cm ( Radiotelescope de Nancay )Observable sur la raies 21 cm ( Radiotelescope de Nancay )

NRAONRAO

Region HII Region HII

Nébuleuses par émission [3]Nébuleuses par émission [3]

Nuages d'H ionisé et aussi d'autres gaz Nuages d'H ionisé et aussi d'autres gaz

Présence d'etoiles chaudes massives (O B) à Présence d'etoiles chaudes massives (O B) à

proximitéproximité

Ionisation de l'Hydrogéne Ionisation de l'Hydrogéne [3] [3]

Ch.Build [5]Ch.Build [5]

Spectre de M8 Spectre de M8 [4][4]

Ch.Buil Ch.Buil

Spectre de M42Spectre de M42 [5] [5]

Les piliers Les piliers [6][6]

Constitué de gaz moléculaire dense.Constitué de gaz moléculaire dense.Flux de gaz ionisé à 8km/sFlux de gaz ionisé à 8km/s

HubbleHubble NGC 6611NGC 6611

Region HIIRegion HII

Les piliers Les piliers

Ngc 7762Ngc 7762

Ced 214Ced 214

Nébuleuses par reflexion Nébuleuses par reflexion

Nuages de poussiéresNuages de poussiéres

Etoiles jeunes, pas assez chaudes pour l'ionisation de H ( à partir B2)Etoiles jeunes, pas assez chaudes pour l'ionisation de H ( à partir B2)

Mais assez lumineuse pour la dispersion sur les particulesMais assez lumineuse pour la dispersion sur les particules

Dispersion est plus efficace dans le bleuDispersion est plus efficace dans le bleu

Les poussieres Les poussieres Grains très fins, de l'ordre d'un Grains très fins, de l'ordre d'un demi-micron. (<= demi-micron. (<= ll bleu) bleu)Un noyau de silicates et de Un noyau de silicates et de graphites, enrobé de matériaux graphites, enrobé de matériaux volatiles, de la glace d'eau, et volatiles, de la glace d'eau, et d’autre sortes de molécules d’autre sortes de molécules comme l’ammoniac, comme l’ammoniac, formaldeydes, etc…..formaldeydes, etc…..Particule de diamantParticule de diamant

Nébuleuses obscures Nébuleuses obscures

Nuage de poussière (1um) ou de gaz Nuage de poussière (1um) ou de gaz froid plus dense froid plus dense Catalogue Barnard (B33 devant ic434)Catalogue Barnard (B33 devant ic434)

Eric MouquetEric Mouquet

Barnard 168 avec ic5146Barnard 168 avec ic5146

GlobulesGlobules

Découverts par Barnard Découverts par Barnard et étudiés par Bart Boket étudiés par Bart BokPetits objets (1/2 AL)Petits objets (1/2 AL)Contient de l’H, de l’He et Contient de l’H, de l’He et des poussières.des poussières.Les étoiles visibles en IRLes étoiles visibles en IR

David Malin dans ic2944David Malin dans ic2944

Nébuleuses planétairesNébuleuses planétaires[8][8]

Issue d'une étoile peu massive (<8 Ms)Issue d'une étoile peu massive (<8 Ms)

H en He -> He en C...H en He -> He en C...

Enveloppe de l‘étoile se répend dans l'IM a ~ 10km/sEnveloppe de l‘étoile se répend dans l'IM a ~ 10km/s

Reste la partie centrale de l‘étoile : la naine blancheReste la partie centrale de l‘étoile : la naine blanche

Rayonnement UV puissant Rayonnement UV puissant

Les couleurs sont des eléments ionisés ( H, O, etc..)Les couleurs sont des eléments ionisés ( H, O, etc..)

En fin de vie:En fin de vie:

la nébuleuse sera disperséela nébuleuse sera dispersée

naine noirenaine noire

Nébuleuses Nébuleuses planétairesplanétaires[9][9]

Les couleurs sont des eléments ionises ( H, O, He,etc..)Les couleurs sont des eléments ionises ( H, O, He,etc..)

SuperNovaSuperNova

Issue d'une etoile massive (>8 Ms)Issue d'une etoile massive (>8 Ms)

Ecrasement de l'enveloppe gazeuse sur le noyau , onde de chocEcrasement de l'enveloppe gazeuse sur le noyau , onde de choc

Ejection de l'enveloppe avec H , O , N , etc....Ejection de l'enveloppe avec H , O , N , etc....

Reste une etoile à neutron (pulsar) ou un trou noir (m>30Ms)Reste une etoile à neutron (pulsar) ou un trou noir (m>30Ms)

NasaNasa

SuperNovaSuperNova

NasaNasa

Nico OuttersNico Outters

Rémanence de supernovaRémanence de supernova

Jay GabaniJay Gabani

Objets de Herbig-HaroObjets de Herbig-Haro [10] [10]

Nuage avec H , S, O Nuage avec H , S, O Proto-étoileProto-étoileJet 100 à 1000km/sJet 100 à 1000km/s

Hubble Hubble

Milieu interstellaire local Milieu interstellaire local [11][11]

Huff & FrischHuff & Frisch

Quelques RéférencesQuelques Références[1] [1] http://www.cosmovisions.com/etfo.htmhttp://www.cosmovisions.com/etfo.htm

[2] (http://fr.wikipedia.org/wiki/Milieu_interstellaire) image d’H de J.F. Colonna[2] (http://fr.wikipedia.org/wiki/Milieu_interstellaire) image d’H de J.F. Colonna

[3] http://www.dil.univ-mrs.fr/~gispert/enseignement/astronomie/5eme_partie/milieuInter.html[3] http://www.dil.univ-mrs.fr/~gispert/enseignement/astronomie/5eme_partie/milieuInter.html

[4] [4] http://www.astrosurf.com/buil/us/stage/session1/make2.htmhttp://www.astrosurf.com/buil/us/stage/session1/make2.htm

[5] Milieu interstellaire – James lequeux[5] Milieu interstellaire – James lequeux

[6]Aspect dynamique du milieu interstellaire – Pierre Lesaffre [6]Aspect dynamique du milieu interstellaire – Pierre Lesaffre

[7] http://www.astrosurf.com/aras/nebpl/nebpl.htm [7] http://www.astrosurf.com/aras/nebpl/nebpl.htm

[8] http://www.ulb.ac.be/sciences/astro/cd/stellaire/stellaire.htm[8] http://www.ulb.ac.be/sciences/astro/cd/stellaire/stellaire.htm

[9] http://www.astrosurf.com/aras/nebpl/nebpl.htm [9] http://www.astrosurf.com/aras/nebpl/nebpl.htm

[10] [10] http://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_Herbig-Harohttp://fr.wikipedia.org/wiki/Objet_Herbig-Haro

[11] [11] hattp://www.cidehom.com/apod.php?_date=020210hattp://www.cidehom.com/apod.php?_date=020210

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