HAL Id: jpa-00217322
https://hal.archives-ouvertes.fr/jpa-00217322
Submitted on 1 Jan 1978HAL is a multi-disciplinary open access archive for the deposit and dissemination of sci-entific research documents, whether they are pub-lished or not. The documents may come from teaching and research institutions in France or abroad, or from public or private research centers.
L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est destinée au dépôt et à la diffusion de documents scientifiques de niveau recherche, publiés ou non, émanant des établissements d’enseignement et de recherche français ou étrangers, des laboratoires publics ou privés.
RÉGIONS IONISÉESÉMISSION RADIO DES
RÉGIONS H II
Diego Cesarsky, A. Le Squeren
To cite this version:
ÉMISSION RADIO DES RÉGIONS H II
DIEGO A. CESARSKY et A. M. LE SQUEREN DERAD, Observatoire de Meudon, 92190 Meudon, FranceLes régions H II sont des régions du milieu inter- stellaire complètement ionisées. Elles sont presque entièrement constituées d'hydrogène et d'hélium
-
75%
et 24%
de la masse totale. Elles contiennent aussi une petite fraction d'atomes plus lourds ainsi que des grains de poussière dont la nature est mal connue. Les atomes lourds sont les thermostats des régions H II dont la température est de l'ordre de IO4 K. La densité est généralement comprise entre 10 et IO5 particules par cm3.Les régions H II sont chauffées et ionisées par des étoiles dont la luminosité totale est comprise entre et IO4' ergsis ; à IO5' photons de longueur d'onde inférieure à 912
A
sont émis chaque seconde. Dans une galaxie, seules les étoiles les plus chaudes et les plus massives sont capables de former une région H II. Les masses des régions H II sont de l'ordre de àg, soit 1 à 100 fois la masse de l'étoile centrale. Les particules ionisées des régions H II sont animées de mouvements aléatoires de l'ordre de 20 à 30 km/s. Des observations optiques suggèrent aussi des mouve- ments systématiques ; les vitesses totales, agitation thermique comprise, peuvent atteindre 100 km/s. Les observations radio des régions H II sont faites généralement à des fréquences comprises entre 400 MHz et quelques dizaines de GHz. Aux basses fréquences les observations sont principalement limitées par l'intense rayonnement continu dû aux électrons relati- vistes en mouvement dans le champ magnétique galac- tique. Aux hautes fréquences, la limitation est due à
l'absorption atmosphérique. Dans cet intervalle de fréquence les photons ont des énergies entre 1 et quelques centaines de yeV. Deux types d'interaction entre particules chargées aboutissent à la production de photons radio : interactions entre électrons et protons (rayonnement bremsstrahlung) et transitions de Rydberg pour des niveaux quantiques n élevés. L'émission du spectre continu est dû aux accéléra- tions que subissent les électrons thermiques libres lorsqu'ils passent près des protons ou des noyaux d'hé- lium. L'émissivité volumique est donnée par
g~e1'2
Ne Ni e-hvlkTr erg cm-3 s-' str-' où Z : charge ionique, g : facteur de Gaunt, Te : tempé-rature électronique, v : fréquence et Ne, Ni : densités électronique et ionique.
Il est important de comprendre que toute l'énergie rayonnée à l'intérieur du milieu ne pourra pas sortir de la région H II. En effet, la loi de Kirchoff, jv = TC, B,(T,) (où Bv(T,) est la fonction de Planck), indique qu'une partie de rayonnement est absorbée avec un coefficient d'absorption TC,. Les astronomes définissent un
épaisseur optique
où dL est l'élément de longueur le long de la ligne de visée. En supposant Te = Cte, l'intensité spécifique du rayonnement est donnée par
Le spectre
IV
peut être divisé en deux régions : a) Lesbasses fréquences pour lesquelles rv > 1. On dit que le milieu est épais et IV a Te v2. b) Les hautes fréquences pour lesquelles rv < 1. Le milieu est alors mince et
indépendant de la fréquence.
Les observations radio permettent de connaître l'intensité intégrée sur l'angle solide sous-tendu par la source :
où Sv est le flux radio (unité : le jansky, 1 Jy = W rn-' HZ-'). Si la source est optique- ment mince, le flux est lié au nombre de photons ultra- violets nécessaires pour ioniser la région H II. Dans certains cas, ce nombre est inférieur au nombre de photons émis par l'étoile excitatrice. 11 est raisonnable de penser qu'une partie de ces photons sont absorbés par les particules de poussière intimement mêlées au gaz et qui rayonnent dans l'infra-rouge.
Le second processus physique où les énergies d'inter- action sont de l'ordre de quelques yeV est un méca- nisme d'émission de raies. Il correspond à des tran- sitions entre niveaux quantiques élevés. D'après l'équation de Rydberg
ÉMISSION RADIO DES RÉGIONS H II Cl-153
AE
k
13,6 (n-'-
(n+
An)-') E 27,2 An n-3 [eV] l'on prévoit que les transitions correspondant aux n 5 50, An 5 1 sont accompagnés d'émission ou d'absorption de photons radio.La densité des régions H II est trop faible pour que
l'excitation collisionnelle puisse peupler les niveaux quantiques élevés. Le peuplement s'effectue par cas- cade après la recombinaison d'un électron avec un ion. Comme dans le cas de l'émission continue, le processus est caractérisé par un coefficient d'absorption et une émissivité volumique. Contrairement à l'émission continue, ces paramètres ne sont pas liés par la fonc- tion de Planck puisque, dans ce milieu de faible densité, les populations atomiques ne se distribuent pas suivant l'équation de Boltzmann. Une conséquence très inté- ressante de l'écart à l'équilibre thermodynamique est que les atomes dans les états plus excités peuvent être plus nombreux que ceux qui sont dans les états moins excités. On se rend compte alors que la radiation qui traverse la région H II sera amplifiée à la fréquence des transitions de Rydberg. Cette amplification est confirmée par les observations.
Le second constituant le plus abondant des régions H II est l'hélium. L'hélium est également ionisé lorsque
l'étoile excitatrice est assez chaude pour produire des photons avec  < 524
A.
L'émission continue n'est pas sensible à la masse de l'atome de sorte que les obser- vations du spectre continu ne peuvent pas être utiles pour estimer la quantité d'hélium. Par contre, la cons- tante de Rydberg est d'autant plus grande que les atomes sont lourds et pour une transition n+
An --+ n donnée l'émission spectrale des ions plus lourds sera déplacée vers le bleu.Des observations systématiques de raies de l'hydro- gène et de l'hélium dans de nombreuses régions H II
galactiques ont mené à des rapports He/H de l'ordre 0,02 à 0,l (le rapport normal). On a tenté d'en déduire que le rapport He/H est variable à l'échelle galactique ou que certaines régions H II contiennent
des étoiles de masse et rayonnement differents de la normale, mais ces explications ne sont pas très satisfai- santes.
L'énergie des états de Rydberg est perturbée par les interactions avec les électrons libres. La section effi- cace de collision varie comme n4 ; donc on peut s'atten- dre à ce que les raies radio soient élargies puisqu'elles impliquent des nombres quantiques assez élevés. Des calculs montrent que pour Ne
5
104 cmp3 les raies seront élargies pour n 5 150. L'évidence observa- tionnelle en faveur d'un élargissement est très faible et ceci a conduit un certain nombre de radioastronomes àpenser que la théorie de l'élargissement est fausse. Un argument contraire a été avancé : puisque les régions H II sont loin d'avoir des densités uniformes,
on verrait seulement les parties de faible densité dans les raies de recombinaison. Des modèles de régions H II à densité variable ont été construits qui rendent compte assez bien des observations du continu et des raies. Ces modèles contiennent un grand nombre de paramètres libres ce qui nous amène à nous demander combien de paramètres sont nécessaires pour décrire une région H II. On ne le sait pas encore mais il n'y a
