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OBSERVATIONS I. R. DES RÉGIONS HII
J. Baluteau
To cite this version:
Cl-154 JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque Cl, supplément au n° 5, Tome 39, Mai 1978
OBSERVATIONS I. R. DES RÉGIONS HII
J. P. BALUTEAU
« Astronomie I. R. », Equipe de Recherche associée au C.N.R.S. Observatoire de Meudon, 92190 Meudon, France
Résumé. — Depuis maintenant dix ans, plus de 50 régions HII ont été détectées aux longueurs d'onde infra-rouges. En règle générale une émission I. R. importante est observée dans les régions HII. Une rapide description des principaux résultats obtenus à partir des données d'observation est faite ici.
Abstract. — Since 1967 over 50 HII regions have been detected at infrared wavelengths. I. R. emission is now seen as a general rule for HII regions. A brief description of the main outcomes from observational data is given here.
Les premières observations I. R. des régions ioni-sées, effectuées à partir du sol, à 10 et 20 uni, remontent à 1967 et ont donné des résultats inattendus. Une émission I. R. très forte a été découverte, d'intensité beaucoup plus élevée, par plusieurs ordres de gran-deur, que celle du rayonnement free-free du plasma déduite des observations radio. Il a été très vite suggéré que cette émission I. R. résultait d'une reémission thermique des grains de poussière chauffés par absorption des photons U. V. émis par les étoiles chaudes excitatrices des régions ionisées. Depuis longtemps la présence de particules de poussière au sein du gaz ionisé était connue et avait été déduite d'observations optiques, en particulier, du rayonne-ment stellaire diffusé dans certaines nébuleuses. Plus récemment la comparaison de cartes radio et de photo-graphies optiques de régions HII a montré sans ambi-guïté l'existence de quantités variables et souvent très importantes de poussière au voisinage immédiat des régions ionisées.
Ces premières observations I. R. ont également montré que la distribution d'intensité mesurée dans certaines sources augmentait entre 10 et 20 um. Ceci a suscité un grand intérêt pour connaître l'énergie totale effectivement rayonnée par ces objets. L'amé-lioration des techniques I. R. et l'utilisation des moyens spatiaux, avions et ballons principalement, a permis d'explorer ce nouveau domaine dès le début des années 70. Les observations ont montré que près de 75 % du flux total était rayonné aux longueurs d'onde supérieures à 45 um. Une assez bonne
corré-lation a été trouvée entre le flux I. R. et l'émission
free-free mesurée à 2 cm, cette dernière étant liée au
flux primaire de photons dans le continu de Lyman servant à l'excitation de ces régions [1]. Une telle relation pourrait s'expliquer dans le cas où le prin-cipal mécanisme de chauffage des grains de poussière résulte de l'absorption des photons Lya piégés dans la région ionisée et provenant de la dégradation du rayonnement primaire dans le continu de Lyman [2]. Cependant la luminosité I. R. mesurée est, suivant les régions HII, de 4 à 20 fois plus élevée que la puissance totale disponible dans la raie Lya [3]. D'autres méca-nismes sont donc nécessaires pour expliquer cette forte luminosité et certains ont été suggérés : la pous-sière peut absorber directement une fraction impor-tante du rayonnement dans le continu de Lyman et/ou absorber également le rayonnement de l'étoile excita-trice aux longueurs d'onde plus grande que la limite de Lyman, où l'étoile fournit en fait le plus d'énergie [4]. Pour certaines régions HII néanmoins, la lumi-nosité I. R. excède la lumilumi-nosité totale de l'étoile excitatrice, indiquant la présence d'autres sources d'énergie que celles déjà connues et qui doivent être vraisemblablement masquées par la forte opacité des grains de poussière.
La distribution de l'énergie rayonnée dans l'I. R. est assez semblable pour toutes les régions HII étu-diées. L'émission présente un maximum plus ou moins prononcé entre 50 et 100 um, ce qui correspondrait à un rayonnement de corps noir de température de l'ordre de 60 à 90 K [3]. On constate que la variation
OBSERVATIONS 1. R. DES RÉGIONS HI1 Cl-155 d'intensité mesurée aux grandes longueurs d'onde
(A > 100 pm) est plus rapide que celle donnée par un corps noir. Ceci implique d'une part que le milieu est optiquement mince et, d'autre part, que l'émissi- vité des poussières décroît lorsque la longueur d'onde augmente (ce type de variation est effectivement celui prédit pour des particules de diamètre faible vis-à-vis de la longueur d'onde). Entre 5 et 20 pm, par contre, l'intensité mesurée est plus élevée que celle qui serait produite par un corps noir ayant une température de l'ordre de celle indiquée (60-90 K). Ceci impliquerait l'existence d'un gradient important de température au sein de la source, une fraction des poussières ayant des températures nettement plus élevées que la moyenne. Enfin on constate qu'en général, aux longueurs d'onde plus courtes que 4 ym, l'émission mesurée est plus faible que celle prédite pour le rayonnement free-free du plasma, indiquant que le rayonnement émis par la nébuleuse est fortement absorbé par une enveloppe externe contenant une grande quantité de poussière. Un des problèmes importants rencontrés a été de déterminer où se trouvaient les poussières observées en 1. R. La plupart des régions HI1 sont situées à de grandes distances, plusieurs kiloparsecs, et une bonne résolution spatiale est difficile à obtenir sur ces objets. Aux grandes longueurs d'onde (A > 30 ym), où les moyens spatiaux sont nécessaires, les observations se font avec des télescopes de faible dimension (1 m au plus) et donc ont une résolution angulaire de l'ordre de la minute d'arc, soit, de l'ordre de la dimension angulaire des objets étudiés. C'est surtout la nébu- leuse d'Orion qui a apporté le plus d'informations sur ce sujet, du fait principalement de sa relative proxi- mité (450 parsecs). On observe qu'aux courtes lon- gueurs d'onde (< 20 pm), où l'émission des pous- sières les plus chaudes sont prédominantes, la plus grande partie du rayonnement provient d'une région centrée sur la région ionisée [5]. Aux grandes lon- gueurs d'onde, où la contribution des poussières froides domine, l'émission provient presque en tota- lité de la nébuleuse 1. R. de Kleinman et Low [6], cceur du nuage moléculaire associé à la nébuleuse d'Orion [7]. Ces observations montrent que les pous- sières les plus chaudes sont vraisemblablement situées à l'intérieur de la région ionisée, mais que les pous- sières plus froides sont extérieures à la région HI1 et sont en général associées à un nuage moléculaire observable en radio.
Un autre problème d'importance est la composition chimique de ces poussières. Les observations spec- troscopiques 1. R. ont apporté quelque lumière sur ce sujet grâce aux signatures de certains composants. Tout d'abord la glace dont la bande d'absorption à 3,l pm a été observée dans de nombreuses régions
HI1 [8]. Aucune corrélation entre l'épaisseur optique à 3,l pm et l'extinction totale à 2 pm n'a été trouvée, indiquant que la glace contribue très peu à l'extinc- tion totale. D'autres considérations tendent à mon- trer que, contrairement à une idée courante, la glace n'est pas un des constituants dominants des poussières 191. Le motif le plus important du spectre 1. R. des régions HII, et également le plus étudié, est certaine- ment la bande d'absorption des silicates à 10 pm [IO]. Elle est observée à la fois en émission, au centre des régions HII, et en absorption, l'opacité étant due à la matière plus froide externe. A partir de la structure de la source, de sa température et de l'opacité à 10 pm on peut en déduire une estimation de la masse des silicates. On trouve alors que, dans les nuages neutres, l'abondance des silicates est compatible avec la valeur théorique (- 11300 en masse) qui suppose la conden- sation de tous les éléments lourds sous forme de grains de poussière. Dans les régions HII, par contre, l'abon- dance fractionnelle des silicates est 20 à 200 fois plus faible. Ce manque peut être expliqué par la destruction des poussières par le rayonnement U. V. stellaire et/ou par l'éjection de ces grains en dehors de la région ionisée. Enfin on trouve une bonne corrélation entre l'opacité à 10 pm et l'extinction visuelle totale, indi- quant une prépondérance des silicates dans I'extinc- tion aux courtes longueurs d'onde.
Toutes les observations précédentes se rappor- taient aux poussières.
L'I.
R. apporte également des informations importantes sur la phase gazeuse via les raies d'émission ioniques [Il]. Certains ions ayant la configuration électronique p ont un état fondamental présentant une structure fine. Des transitions de type dipolaires magnétiques ont lieu entre ces niveaux, le peuplement des niveaux supérieurs étant principale- ment dû aux collisions avec les électrons libres du plasma. La caractéristique importante de ces raies est que leurs intensités dépendent très peu de la,tempé- ,rature électronique du fait du faible écartement entreJ. P. BALUTEAU
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