mise à jour : 21 Septembre 2017
mise à jour : 21 Septembre 2017
IntroductionStructures planétairesObservablesTechniques et méthodesLieux de vieAuteursBoite à outils
Entrée du siteSommaireGlossairePage pour l'impression<-->
- Introduction

Au commencement: un nuage moléculaire

Auteur: Philippe Thébault
images/Cours-6-Cone_Nebula_NGC_2264_HST.jpg
La nébuleuse du « Cône », une pépinière de jeunes étoiles.
Crédit : Hubble Space Telescope (NASA)

Toutes les étoiles, et par la même occasion les planètes qui leurs sont liées, naissent dans de gigantesques nuages moléculaires. Ces nuages sont essentiellement composés d’Hydrogène et d’Helium, à savoir les 2 éléments les plus abondants dans l’Univers, et sont extrêmement froids, avec des températures de l’ordre de 10K. Ils ont des tailles pouvant aller d’une fraction de parsec (pc) à plus de 20pc, et peuvent contenir de quelques dizaines à plusieurs milliers de masses solaires (M_sun). Bien que ces nuages soient bien plus compacts que la matière inter-galactique alentour, leur densité est tout de même extrêmement faible comparée à notre environnement quotidien, de l’ordre de seulement 100 à 10 000 atomes d’Hydrogène par cm3. Ceci est à comparer aux quelques 1015 molécules/cm3 de l’atmosphère terrestre ! (En fait, un nuage moléculaire « dense » est bien plus vide que le « vide » à l’intérieur d’une chambre à vide dans un laboratoire !).

Ces « nurseries » stellaires sont observées par milliers dans notre galaxie, soit comme des « poches sombres » bloquant la lumière des étoiles situées derrière elles, soit comme de magnifiques nuages éclairées de l’intérieur par les premières étoiles qui s’y sont formées (cf. Image).

Page précédentePage suivante