Région HII

Quelques-unes des régions HII les plus lumineuses sont visibles à l'œil nu, cependant il semble qu'aucune d'entre elles n'ait été découverte avant l'invention du télescope au début du XVII^e siècle. Même Galilée semble ne pas avoir remarqué la nébuleuse d'Orion alors qu'il observait l'amas stellaire qu'elle contient. C'est l'astronome français Nicolas-Claude Fabri de Peiresc qui découvrira cette nébuleuse en 1610, et depuis un grand nombre de ces régions HII ont été découvertes, à l'intérieur et en dehors de notre Galaxie.

La nébuleuse d'Orion.

William Herschel, observant la nébuleuse d'Orion en 1774, la décrira comme « une informe brume ardente, matériel chaotique des futurs soleils ». Il faudra cependant attendre encore un siècle pour que cette théorie soit confirmée, lorsque l'astronome britannique William Huggins pointa son spectromètre en direction de plusieurs nébuleuses. Parmi celles qui furent observées, certaines, comme la nébuleuse d'Andromède, possédaient un spectre similaire à celui des étoiles, et on en déduisit qu'il s'agissait en fait de galaxies composées de centaines de millions d'étoiles. Les autres étaient très différentes : à la place d'un spectre continu entrecoupé de raies d'absorption, celui de la nébuleuse d'Orion et d'autres objets similaires n'était composé que de quelques raies d'émission, peu nombreuses[5].

L'une d'entre elles était située à une longueur d'onde de 500,7 nanomètres, ce qui, à l'époque, ne correspondait à aucun élément chimique connu. Les scientifiques émirent alors l'hypothèse qu'il s'agissait d'un nouvel élément chimique, qui fut nommé nébulium (une idée similaire avait conduit à la découverte de l'hélium en 1868 par analyse du spectre du Soleil).

Cependant, alors que l'hélium fut isolé sur Terre peu après sa découverte dans le spectre du Soleil, ce ne fut pas le cas du nébulium. Au début du XX^e siècle, Henry Norris Russell proposa que plutôt que d'être liée à un nouvel élément, la raie d'émission à 500,7 nm pourrait l'être à un élément déjà connu mais placé dans des conditions inhabituelles.

Les physiciens montrèrent dans les années 1920 que dans un gaz de densité extrêmement faible, les électrons excités peuvent occuper des niveaux d'énergie métastables qui seraient très rapidement désexcités par les collisions dans un gaz de densité plus élevée[6]. Or la transition des électrons entre ces niveaux d'énergie dans l'atome d'oxygène mènent précisément à une raie d'émission de 500,7 nm de longueur d'onde. Ces raies spectrales, qui ne peuvent être observées que pour des gaz de densité très faible, sont appelées raies de transition interdites. Les observations spectrométriques des nébuleuses montrèrent donc que celles-ci étaient constituées de gaz extrêmement raréfié.

Au cours du XX^e siècle, les observations révélèrent que les régions HII contenaient souvent des étoiles chaudes et très lumineuses. Ces étoiles sont beaucoup plus massives que le Soleil, et sont celles qui possèdent la durée de vie la plus courte, estimée à quelques millions d'années seulement (par rapport aux étoiles comme le Soleil qui peuvent vivre plusieurs milliards d'années). On conjectura alors que les régions HII devaient être un des lieux où les étoiles naissent. Ainsi, sur une période de plusieurs millions d'années, un amas d'étoiles se forme à partir du nuage de gaz, avant que la pression de radiation engendrée par les étoiles déjà créées ne disperse ce qui reste de la nébuleuse.

Les Pléiades sont un exemple d'amas qui a totalement « soufflé » le gaz de la région HII à partir de laquelle il s'est formé (seules quelques traces de nébulosité par réflexion sont encore visibles).

Le précurseur d'une région HII est un nuage moléculaire géant. Ce nuage géant est très froid (de 10 à 20 K) et dense, principalement constitué d'hydrogène moléculaire. Les nuages moléculaires géants peuvent rester dans un état stable pendant très longtemps, mais les ondes de choc provoquées par les supernovæ voisines, les collisions entre galaxies ou les interactions gravitationnelles et magnétiques peuvent entraîner l'effondrement d'une partie du nuage, ce qui conduit à la formation d'étoiles via un processus d'effondrement et de fragmentation du nuage.

À la suite de la création d'étoiles à l'intérieur du nuage moléculaire géant, les plus massives d'entre elles atteignent rapidement une température très élevée (plusieurs dizaines de milliers de kelvins), et les photons très énergétiques émis par l'étoile commencent à ioniser le gaz environnant – celui-ci étant principalement composé d'hydrogène, on obtient alors un plasma de protons et d'électrons libres. Il se forme alors un front d'ionisation, qui s'étend à très grande vitesse. La pression interne du gaz nouvellement ionisé augmente avec sa température, entraînant de fait une augmentation de son volume. Les déplacements de matière et ondes de choc générées favorisent à leur tour la formation stellaire dans les régions voisines.

La durée de vie d'une région HII est estimée entre 10 et 100 millions d'années suivant ses dimensions, la pression de radiation et le vent stellaire engendrés par les étoiles chaudes achevant d'évacuer le gaz encore présent (voir étoile Wolf-Rayet). En fait, le processus a un rendement assez faible, avec seulement environ 10 pour cent du gaz de la nébuleuse servant à la formation des étoiles avant d'être éjecté au loin. Les explosions en supernovæ contribuent également pour une grande part à cette perte de gaz, celles-ci pouvant se produire après seulement 1 à 2 millions d'années pour les étoiles les plus massives.

Globules de Bok dans la région HII IC 2944.

Le processus réel de formation des étoiles à l'intérieur des régions HII nous est en fait caché par le dense nuage de gaz froid et opaque qui entoure l'étoile naissante. C'est seulement lorsque la pression de radiation, provoquée par le rayonnement de l'étoile, aura expulsé son « cocon » qu'elle deviendra visible. Avant cela, les régions de gaz dense qui contiennent les nouvelles étoiles en formation sont souvent vues en silhouette devant les autres parties ionisées de la nébuleuse. Ces zones sombres sont connues sous le nom de globules de Bok, du nom de l'astronome Bart Bok, qui émit l'hypothèse dans les années 1940 que ceux-ci puissent être le lieu de la formation des étoiles.

La confirmation de l'hypothèse de Bok dut attendre les années 1990 pour que l'amélioration des instruments et des observations infrarouge finisse par « percer » cette couche de poussières et montrer les jeunes étoiles en cours de formation[7]. On pense généralement qu'un globule de Bok typique possède une masse d'environ 10 masses solaires, concentrée dans une région d'environ 1 année-lumière[8], et que les globules de Bok conduisent la plupart du temps à la formation d'étoiles doubles ou multiples[9].

En plus d'être le lieu de la formation des étoiles, les régions HII semblent également contenir des systèmes planétaires. Le télescope spatial Hubble a révélé la présence de centaines de disques protoplanétaires dans la nébuleuse d'Orion. Au moins la moitié des jeunes étoiles de la nébuleuse d'Orion semblent entourées d'un disque de gaz et de poussières, dont on pense qu'ils contiennent chacun assez de matière pour former des systèmes planétaires semblables au nôtre.

La nébuleuse de la Tarentule.

• La plus connue des régions HII à l'intérieur de notre Galaxie est la nébuleuse d'Orion, située à une distance d'environ 1500 années-lumière du système solaire. Cette nébuleuse fait partie d'un nuage moléculaire géant, appelé nuage d'Orion qui, s'il était entièrement visible, remplirait la quasi-totalité de la constellation d'Orion. La nébuleuse de la Tête de Cheval et la boucle de Barnard sont deux autres parties illuminées de ce nuage de gaz froid.
• Le Grand Nuage de Magellan, une petite galaxie satellite de la nôtre, contient une très grande région HII appelée nébuleuse de la Tarentule. Cette nébuleuse est beaucoup plus étendue que celle d'Orion, et des milliers d'étoiles y sont créées, certaines ayant plus de 100 masses solaires. Si la nébuleuse de la Tarentule était aussi proche de la Terre que l'est la nébuleuse 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 nébuleuse.
• NGC 604 est une région HII encore plus grande que la nébuleuse de la Tarentule, mais elle contient légèrement moins d'étoiles et est située dans la galaxie du Triangle, nettement plus éloignée de nous que les nuages de Magellan (800 kpc contre 50 kpc). De ce fait elle nous paraît nettement plus petite et faible, mais il s'agit de l'une des régions HII les plus étendues du Groupe local.