STELLAIRES ASSOCIATIONS

Le contenu stellaire

Dans un volume de dimension de l'ordre de 50 à 100 parsecs se trouvent jusqu'à une centaine d'étoiles O à B2. Mais ces étoiles ne sont pas réparties au hasard dans ce volume, et leur disposition mutuelle est une des clés permettant de démontrer le mécanisme de leur évolution. En effet, la morphologie de l'association est dominée par l'existence de sous-groupes d'étoiles, distincts spatialement (fig. 4). On trouve une forte corrélation avec l'âge des étoiles, distinct pour chaque sous-groupe, mais à peu près identique à l'intérieur d'un sous-groupe. De plus, la dimension croît avec l'âge des sous-groupes, ce qui renforce l'idée qu'il s'agit bien de groupes distincts physiquement mais homogènes, composés d'étoiles ayant une origine commune. D'une façon imagée, une association OB ressemble à un feu d'artifice constitué de groupes de fusées ayant été tirées successivement (tabl. 3).

Le contenu gazeux

Les associations OB ne sont pas isolées dans l'espace ; elles baignent dans des nébuleuses brillantes, traversées de globules ou de nuages sombres, qui font manifestement partie intégrante de ces associations (fig. 3).

Mais, au-delà du simple aspect des associations dans le domaine visible, la radioastronomie millimétrique nous a appris que de très importantes masses de gaz invisibles existent toujours dans leur voisinage immédiat. Ce gaz est constitué principalement d'hydrogène, comme partout dans l'Univers, mais il est ici sous une forme nouvelle : il s'agit d'hydrogène moléculaire H₂. La molécule H₂ elle-même ne peut pas être détectée en ondes radio, mais la molécule CO, découverte en 1971 dans le milieu interstellaire, est présente en quantité proportionnelle, comme le montrent les calculs de cinétique chimique appliqués au milieu interstellaire : on dit que la molécule CO est un « traceur » de la molécule H₂. Grâce à ces observations, on a pu se rendre compte de la présence de vastes agglomérats d'hydrogène, principalement moléculaire (visibles également, mais à un moindre degré, grâce à l'étude de la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre HI), appelés nuages moléculaires.

Au voisinage des associations OB, les nuages moléculaires ont une masse estimée à plusieurs dizaines de milliers de masses solaires. Ils ont une forme plutôt allongée, souvent dans une direction plus ou moins parallèle au plan galactique. Leur taille va de 20 à 100 parsecs environ.

Autour des étoiles de l'association, et vers une extrémité du nuage moléculaire, se trouve une région d'hydrogène ionisé, dite région HII. C'est elle que l'on voit sur les clichés photographiques. La température y est d'environ 10 000 degrés ; sa dimension est directement reliée aux étoiles qui se trouvent en son sein. Plus elles sont chaudes (au-delà du type B2) et plus elles sont nombreuses, plus cette région HII est vaste. D'un diamètre de quelques parsecs dans une nébuleuse comme[...]