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Enastronomie, unerégion d'hydrogène ionisé[1] ourégionHII[2],[3],[4] (lire « H deux ») est unenébuleuse en émission constituée de nuages principalement composés d'hydrogène et dont la plupart desatomes sontionisés, et s'étendant parfois sur plusieursannées-lumière. L'ionisation est produite par la proximité d'une ou de plusieursétoiles très chaudes, detype spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l'ultraviolet extrême, elles-mêmes formées à partir du nuage.
Plus tard, les explosions ensupernovæ et les fortsvents stellaires provoqués par lesétoiles les plus massives de l'amas stellaire finiront par disperser les particules de gaz restant, laissant derrière elles un amas d'étoiles tel que celui desPléiades.
Les régions HII tirent leur nom de la présence en grande quantité d'hydrogène ionisé, noté « HII ». Il s'agit donc de l'ion H+, c'est-à-dire un simpleproton, distinct de l'hydrogène moléculaire (H2) et de l'hydrogène neutre atomique (HI).
Ces nuages de gaz ionisé sont visibles à de très grandes distances et l'étude des régions HIIextragalactiques est fondamentale pour déterminer les distances et lacomposition chimique des autresgalaxies.
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 dutélescope au début duXVIIe siècle. MêmeGalilée semble ne pas avoir remarqué lanébuleuse d'Orion alors qu'il observait l'amas stellaire qu'elle contient. C'est l'astronomefrançaisNicolas-Claude Fabri de Peiresc qui découvrit cette nébuleuse en 1610, et depuis un grand nombre de ces régions HII ont été découvertes, à l'intérieur et en dehors denotre galaxie.
William Herschel, observant la nébuleuse d'Orion en 1774, la décrivit comme« une informe brume ardente, matériel chaotique des futurs soleils ». Il fallut cependant attendre encore un siècle pour que cette théorie soit confirmée, lorsque l'astronome britanniqueWilliam Huggins pointe sonspectromètre en direction de plusieurs nébuleuses. Parmi celles qui furent observées, certaines, comme lanébuleuse d'Andromède, possédaient unspectre similaire à celui des étoiles, et on en déduisit qu'il s'agissait en fait degalaxies composées de centaines de millions d'étoiles. Les autres étaient très différentes : à la place d'un spectre continu entrecoupé deraies 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 unelongueur d'onde de 500,7nanomètres, ce qui, à l'époque, ne correspondait à aucunélément chimique connu. Les scientifiques émirent alors l'hypothèse qu'il s'agissait d'un nouvel élément chimique, qui fut nomménébulium (une idée similaire avait conduit à la découverte de l'hélium en 1868 par analyse du spectre duSoleil).
Cependant, alors que l'hélium fut isolé surTerre peu après sa découverte dans le spectre du Soleil, ce ne fut pas le cas du nébulium. Au début duXXe 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.
Lesphysiciens montrèrent dans les années 1920 que dans un gaz dedensité extrêmement faible, lesélectrons excités peuvent occuper desniveaux d'énergiemétastables 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 appeléesraies de transition interdites. Les observationsspectrométriques des nébuleuses montrèrent donc que celles-ci étaient constituées de gaz extrêmement raréfié.
Au cours duXXe 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, unamas d'étoiles se forme à partir du nuage de gaz, avant que lapression de radiation engendrée par les étoiles déjà créées ne disperse ce qui reste de la nébuleuse.
LesPléiades 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 denébulosité par réflexion sont encore visibles).
Le précurseur d'une région HII est unnuage moléculaire géant. Ce nuage géant est très froid (de 10 à20K) et dense, principalement constitué d'hydrogène moléculaire. Les nuages moléculaires géants peuvent rester dans un état stable pendant très longtemps, mais lesondes de choc provoquées par lessupernovæ 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 lesphotons très énergétiques émis par l'étoile commencent àioniser le gaz environnant – celui-ci étant principalement composé d'hydrogène, on obtient alors unplasma deprotons 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 levent stellaire engendrés par les étoiles chaudes achevant d'évacuer le gaz encore présent (voirétoile 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 un à deux millions d'années pour les étoiles les plus massives.
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 deglobules de Bok, du nom de l'astronomeBart 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 observationsinfrarouge 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 10masses 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 oumultiples[9].
En plus d'être le lieu de la formation des étoiles, les régions HII semblent également contenir dessystèmes planétaires. Letélescope spatial Hubble a révélé la présence de centaines dedisques 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 planétairessemblables au nôtre.
Les propriétés physiques des régions HII varient énormément de l'une à l'autre. Leur taille se situe généralement entre une année-lumière seulement pour les régions ultra-compactes et plusieurs centaines d'années-lumière pour les géantes. La densité des régions ultra-compactes est de l'ordre du million de particules par centimètre cube, et seulement quelques particules au centimètre cube pour les régions les plus étendues. En 2017, on a découvert un nuage de gaz ionisé gigantesque, de plus de 300 000 années-lumière, soit trois fois le diamètre de la Voie lactée, qui enveloppe dix galaxies[10],[11]. Il se trouve dans une région particulièrement dense d'un groupe de galaxies appeléCOSMOS-Gr30, à6,5 milliards d'années-lumière de la Terre.
Selon la taille de la région HII, elle peut contenir de une étoile jusqu'à plusieurs milliers, ce qui rend les régions HII beaucoup plus compliquées à comprendre et à analyser que lesnébuleuses 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 de10 000 K. Elles sont en grande partie ionisées, et ce gaz ionisé peut engendrer unchamp magnétique d'une force de plusieurs dizaines demicrogauss[12]. Certaines observations suggèrent que ce gaz peut contenir deschamps électriques[13].
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 notre galaxie, il a été montré que la proportion d'éléments lourds dans une région HII décroît lorsque l'on s'éloigne ducentre galactique. Ceci est probablement dû au fait qu'au cours de la vie de la Galaxie, letaux de formation d'étoiles était plus élevé dans les régions centrales (plus denses), impliquant un enrichissement plus rapide dumilieu interstellaire en éléments lourds, par les processus denucléosynthèse stellaire.
Les régions HII n'ont été détectées que dans lesgalaxies spirales comme la nôtre ou lesgalaxies irrégulières. On n'en a en revanche jamais trouvé dans lesgalaxies 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 lesnuages 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#Formation et évolution). 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 pareffet de marée aux régions périphériques de galaxies lors de collisions ou même seulement lors de passages rapprochés entre deux galaxies massives[14].
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 grandamas 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 deNGC 604, une région HII géante située dans lagalaxie du Triangle.
