Région HII - Définition

Quelques régions HII notables

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 Tarantule 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.

Caractéristiques

Caractéristiques physiques

Les propriétés physiques des régions HII varient énormément de l'une à l'autre. Leur taille se situe entre une année-lumière seulement pour les régions ultra-compactes, jusqu'à plusieurs centaines d'années-lumière pour les géantes. La densité des régions ultra-compactes est de l'ordre du million de particules par cm³, et seulement quelques particules au cm³ pour les régions les plus étendues.

Selon la taille de la région HII, celle-ci peut contenir de une étoile jusqu'à plusieurs milliers. Ce qui rend les régions HII beaucoup plus compliquées à comprendre et à analyser que les nébuleuses planétaires, qui elles ne contiennent qu'une seule source centrale d'ionisation. Les régions HII ont cependant en commun d'avoir une température de l'ordre de 10 000 K. Elles sont en grande partie ionisées, et ce gaz ionisé peut engendrer un champ magnétique d'une force de plusieurs dizaines de micro-Gauss. Certaines observations suggèrent également que ce gaz peut contenir des champs électriques.

Chimiquement, les régions HII sont constituées à 90% d'hydrogène. La raie d'émission la plus forte de l'hydrogène située à 656,3 nm procure à ces régions leur couleur rouge caractéristique. Le reste est principalement constitué d'hélium, plus quelques traces d'éléments plus lourds. À travers la Galaxie, il a été montré que la proportion d'éléments lourds dans une région HII décroît lorsque l'on s'éloigne du centre galactique. Ceci est probablement dû au fait qu'au cours de la vie de la Galaxie, le taux de formation des étoiles était plus rapide dans les régions centrales (plus denses), impliquant un enrichissement plus rapide du milieu interstellaire en éléments lourds, par les processus de nucléosynthèse stellaire.

Nombre et distribution

Les régions HII n'ont été détectées que dans les galaxies spirales comme la notre ou les galaxies irrégulières. On n'en a en revanche jamais trouvé dans les galaxies elliptiques. On peut en observer à peu près n'importe où à l'intérieur d'une galaxie irrégulière, tandis qu'elles se situent presque toujours dans les bras spiraux des galaxies spirales. Une galaxie spirale de grande taille peut contenir plusieurs milliers de régions HII.

La raison qui fait qu'aucune région HII n'est observée dans les galaxies elliptiques tient à la façon dont ces galaxies sont créées, par fusion de plusieurs galaxies entre elles. Lorsque deux galaxies entrent en collision, les étoiles individuelles qui les composent n'entrent quasiment jamais en contact (la densité d'étoiles à l'intérieur d'une galaxie est somme toute relativement faible), mais les nuages moléculaires géants et les régions HII sont eux sérieusement agités, notamment à cause des forces gravitationnelles. Dans ces conditions, un très grand nombre d'étoiles se forme, si rapidement que la plus grosse partie du gaz est transformée en étoiles (au lieu des 10% évoqués au chapitre ). La galaxie elliptique résultant de cette fusion ne contient plus que très peu de gaz, et les régions HII ne peuvent donc plus se former.

De récentes observations ont montré qu'il existe un petit nombre de régions HII situées en dehors des galaxies proprement dites. On suppose que ces nuages de gaz ont été arrachés par effet de marée aux régions périphériques de galaxies lors de collisions ou même seulement lors de passages rapprochés entre deux galaxies massives.

Morphologie

NGC 604, une région HII dans la galaxie du Triangle.

Les régions HII présentent une très grande variété de formes et de tailles. Chaque étoile à l'intérieur d'une région HII ionise une région globalement sphérique de gaz autour d'elle, mais la combinaison de sphères ionisées de multiples étoiles à l'intérieur d'une même région HII, ainsi que l'expansion de la nébuleuse surchauffée à l'intérieur du nuage de gaz environnant (qui contient lui-même de faibles variations de densité), conduit à la formation de formes complexes. Les supernovæ contribuent également à « sculpter » la forme du nuage.

Dans certains cas, la formation d'un grand amas stellaire à l'intérieur de la région HII conduit celle-ci à être « illuminée » de l'intérieur par les nombreuses étoiles qui la composent. C'est le cas par exemple de NGC 604, une région HII géante située dans la galaxie du Triangle.