La Tête de Cheval

5.2.1 L’étoile excitatrice HD 200775

Comme nous l’avons vu au chapitre 3 (Sect. 3.2.1), au sein de ces objets, le champ de rayon-nement est le paramètre crucial d’évolution physique, chimique et dynamique de la région en-vironnante, d’où l’importance de bien connaître les propriétés de HD 200775. Les paramètres stellaires liés au champ de rayonnement revêtissent une importance particulière pour la modé-lisation de l’émission des PDR. Toutefois, malgré les nombreuses études dédiées à cette étoile une incertitude demeure sur son type spectral et donc sa température. L’étude photométrique de Racine (1968) la répertorie comme étant de type B5e⋆ 2 impliquant une température de l’ordre de 15200 K, tandis que, plus récemment, Okamoto et al. (2009) classent l’étoile entre le type B2e et B4e (T ∼ 18800 K). Système double, Alecian et al. (2008) ont estimé la luminosité, la température et le rayon des deux composantes à partir de certains profils de raies. Leurs résultats montrent que les deux étoiles sont relativement semblables avec des rayons respectifs de 10 et 8 R⊙, des luminosités comprises entre 6000 et 9000 L⊙ et des températures de surfaces égales à 18600 ± 2000 K. Compte tenues de ces propriétés, en supposant que les distances projetées entre l’étoile et chaque PDR correspondent aux distances réelles, la PDR Nord reçoit un champ de rayonnement 5000 ± 3000 fois plus intense que l’ISRF de Habing, la PDR Sud 2000 ± 1000 et la PDR Est 250 ± 200.

5.2.2 Observations et structures

La panneau gauche de la Fig. 5.4 montre NGC 7023 observée avec le télescope Canada-France-Hawaii dans le visible et l’infrarouge proche. Sur cette image, la cavité centrale creusée par l’étoile apparaît clairement. Au sein de cette cavité, la densité est relativement faible (nH ∼100 cm−3) et le gaz est essentiellement sous forme atomique (Rogers et al., 1995). En bordure de la cavité, apparaissent en bordure trois filaments au nord, au sud et de façon moins flagrante à l’est qui illustre la présence de PDR. Ces PDR ont été mises en évidence grâce à différents traceurs : Chokshi et al. (1988) ont observé les raies de Cii à 158 µm et de Oi à 63 µm, Lemaire et al. (1996) se sont intéressés à l’émission vibrationnelle de H₂, ou encore Gérin et al. (1998) ont étu-dié l’émission de Cii, Ci et CO. Dans ces régions, la densité moyenne est de l’ordre de 104cm−3. L’observation de HCO+ a également révélé la présence de structures plus denses (clump) au sein desquels la densité avoisine les 106cm−3 (Fuente et al., 1996). Ces structures très denses coïncident spatialement avec l’émission rouge étendue entre 540 et 900 nm (Witt et al., 2006; Berné et al., 2008) ou encore l’émission vibrationnelle de H2 à 2.12 µm (Lemaire et al., 1996).

Le panneau droit de la Fig. 5.4 révèle l’émission rotationnelle dans la transition 1-0 de13CO (Gérin et al., 1998). Là encore, la cavité creusée par HD 200775 est bien visible, les PDR, notamment la PDR Est, où l’émission de CO est très importante. La comparaison entre les cartes de CO et de H2 (Lemaire et al., 1996) pour la PDR Nord révèle un décalage spatial montrant la stratification au sein de la PDR.

5.3 La Tête de Cheval

Tout comme la Barre d’Orion, la nébuleuse de la Tête de Cheval se trouve dans la constellation d’Orion. Aussi appelé Barnard 33, le nuage doit son surnom à sa forme sculptée par le champ 2. la notation e qualifie les étoiles de Herbig que l’on trouvent dans les nébuleuses par réflexion. Il s’agit d’étoiles jeunes de luminosité variable dont le spectre contient des raies de Balmer en émission, associée à une région présentant de l’extinction.

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Figure 5.5 – La Tête de Cheval vue sous différents traceurs. Haut Gauche : Image en bande B (bleu), bande V (vert) et en bande R (Rouge) obtenue avec le VLT (crédit : ESO), Haut Centre : Observation ISOCAM entre 5 et 8.5 µm traçant l’émission des PAH (extrait de (Abergel et al., 2003)), Haut Droite : Carte de l’émission H2 à 2.12 mm (Habart et al., 2005). Bas Gauche : Emission de 12CO (3-2) (Habart et al., 2005), Bas Centre Observation du continuum à 1.2 mm (Hily-Blant et al., 2005) et Bas Droite : Carte de l’émission de C18O dans la transition J=2-1 (Hily-Blant et al., 2005).

de rayonnement environnant. Sa distance est relativement semblable à celle de la Barre d’Orion puisqu’elle a été estimé à ∼ 400 pc (Anthony-Twarog, 1982).

5.3.1 Champ de rayonnement

La PDR de la Tête de Cheval reçoit le champ de rayonnement le moins intense des trois régions de notre étude. En effet, son étoile excitatrice, le système double σ Ori (type spectral O9.5V), bien qu’ayant une température élevée (T = 34600 K Schaerer & de Koter, 1997) est située à ∼3.5 pc du bord du nuage. En traversant cet espace, le champ de rayonnement s’atténue fortement si bien que la Tête de Cheval reçoit un champ environ 100 fois plus intense que l’ISRF de Habing.

5.3.2 Observations et structure

La nébuleuse de la Tête de Cheval a été cartographiée à des longueurs d’onde allant du visible à au domaine millimétrique. Dans le domaine visible, elle apparaît sombre par rapport à la région Hii IC 434 située derrière elle. Par contre, de l’infrarouge jusqu’au millimétrique, sa morphologie est clairement perceptible en émission (Fig. 5.5). L’émission continue de la tête de cheval a no-tamment été observée entre 5 et 18 µm (Abergel et al., 2003), à 350 µm (Pound et al., 2003), à 450 et 850 µm par Ward-Thompson et al. (2006) et à 1.2 mm (Teyssier et al., 2004), révélant ainsi que l’émission des poussières provenait d’un filament courbé dessinant le nez, le front et la crinière du cheval. Ce filament est également visible à l’aide des traceurs du gaz comme H2 (Habart et al., 2005) et Ci (Philipp et al., 2006). A l’est de ce filament, nous trouvons le nuage moléculaire L1630

5.3. La Tête de Cheval

relié à la tête de cheval par un filament très fin, formant la gorge du cheval, mis en évidence par l’émission de C18O J=2-1 (Pety et al., 2005; Philipp et al., 2006). Les traceurs optiquement épais tels 12CO montrent la présence d’un halo de gaz peu dense entourant la gorge du cheval tandis que l’émission de poussière, plus sensible au champ de rayonnement, révèlent deux condensations. Notons que la PDR de la Tête de Cheval est celle dont la géométrie de rapproche le plus de l’approximation plan-parallèle. Cette géométrie favorable explique que cet objet est privilégié par les études de modélisation du gaz (Pety et al., 2005; Habart et al., 2005) et de la poussière. Notamment, le travail de modélisation de l’émission des poussières et de comparaison aux données spectroscopiques du télescope Spitzer (Compiègne et al., 2008) a montré des variations du rapport entre les abondances des PAH et des très petits grains d’un facteur ∼ 2.5 au pic d’émission de la Tête de Cheval par rapport au rapport d’abondance observé dans les cirrus à haute latitude galactique.