La typologie des nébuleuses est un peu plus élaborée que cela. La première distinction s'opère entre nébuleuses lumineuses et obscures. Dans la catégorie des nébuleuses lumineuses, on distingue encore les lumineuses par émission et les lumineuses par réflexion. La classe des nébuleuses lumineuses par réflexion comporte encore plusieurs sous-ensembles, comme les régions HII, les nébuleuses planétaires et les restes de supernovae, dans lesquels l'émission est respectivement produite par ionisation-recombinaison, fluorescence ou friction.
Les nébuleuses provenant d'une supernova sont somme toute assez rares, pour deux raisons principales : les supernovae ne sont à l'origine pas fréquentes, et leurs restes ne subsistent pas longtemps. Ils n'ont donc pas le temps de "s'accumuler" et devenir nombreux même avec des supernovae très occasionnelles.
Une galaxie spirale comme la nôtre consiste d'abord et avant tout en une rondelle de gaz plus ou moins épaisse. Ensuite, on peut ajouter dans la description les étoiles et les poussières interstellaires qui y baignent. Présenter le gaz comme un milieu interstellaire n'est pas la meilleure manière de voir les choses : il est plus correct de considérer les étoiles comme des objets "intragazeux". D'ailleurs, quand les galaxies se sont formée, elles ne ressemblaient à rien d'autre que des gros pains de gaz dans lesquels se sont allumées - dans un second temps seulement - les étoiles. Mais le fait est que le gaz galactique est incolore et transparent, donc invisible, alors que les étoiles sont lumineuses et se laissent voir de loin quand elles se groupent par centaines de milliards. Voici pourquoi les galaxies se définissent le plus souvent comme des associations d'étoiles.
Si l'on isolait un kilogramme du gaz dont il est question ici, on compterait approximativement 750 grammes d'hydrogène (symbole H) pour 250 grammes d'hélium symbole He). Un atome d'hélium étant quatre fois plus lourd qu'un atome d'hydrogène, on peut dire qu'il "compte pour quatre" dans cette répartition en masse. Si l'on s'intéresse par contre au nombre d'atomes, alors on comptera douze atomes d'hydrogène pour un seul atome d'hélium. C'est plutôt simple : pour obtenir un tas de H trois plus lourd qu'un tas de He quand un élément H et quatre fois plus léger qu'un élément He, on n'a pas d'autre choix que de prendre douze fois plus de H que de He.
Pour être complet, on pourrait compter près d'une centaine d'éléments chimiques dans le gaz interstellaire, mais ils sont nettement plus rares que l'hydrogène et l'hélium. En masse, ils ne comptent que pour quelques centièmes (et pour encore moins en nombre d'atomes, puisque certains ne sont pas quatre fois plus lourds que l'hydrogène, mais deux cent fois).
La forme primaire que prend une nébuleuse est celle d'une grande étendue où l'hydrogène se trouve sous forme atomique et électriquement neutre. On parle pour cette raison de région HI. Dans une région comme celle-là, le gaz est froid, entre -100 et -200 degrés, et concentré à hauteur d'un atome par centimètre cube, ce qui constitue un vide plus vide que tous les vides possibles dans les laboratoires terrestres.
A ce stade, il convient de préciser que la région HI est invisible, dans le sens où les yeux tout comme les appareils photographiques courants sont incapables de les déceler. Leur détection nécessite des outils radioastronomiques. Et toujours à ce stade, la structure n'est pas stable et pérenne : on peut la comparer à un grumeau dans un milieu gazeux encore plus raréfié. Si deux grumeaux viennent à se télescoper ou si un seul diminue de volume, l'augmentation de la densité amorce une contraction du nuage gazeux, qui peut vite devenir irrémédiable puisqu'elle s'entretient et s'alimente d'elle-même.
L'hydrogène n'est pas le seul à être entraîné dans le mouvement : tous les composants de la région HI sont emportés, parmi lesquels on trouve des grains de poussière. Quand toute cette matière, gaz et poussière, se trouve concentrée dans un plus petits volume, les interactions entre les différentes composantes deviennent plus fréquentes. Les atomes d'hydrogène, quand ils se rencontrent sur un grain de poussière, peuvent se combiner deux par deux. L'hydrogène passe de sa forme atomique à sa forme moléculaire, et le nuage dense prend alors le nom de "nuage moléculaire". Pendant sa contraction, la région HI se morcelle souvent en plusieurs parties, et chaque partie forme un nuage moléculaire plus ou moins étroitement lié aux autres. La "silhouette" de la région HI originale se laisse encore deviner dans les "complexes moléculaires", sortes de groupes de nuages moléculaires lâchement regroupés et attachés les uns aux autres.
L'hydrogène moléculaire n'est pas plus visible que l'hydrogène atomique. La poussière, par contre, en se concentrant, peut se faire remarquer, en obscurcissant la lumière des étoiles observées à travers elle.
- doby a écrit:
- Les nébuleuses obscures, sombre ou d'absorption sont des nuages de poussières et de gaz interstellaire, de forme irrégulière dans les régions pauvres en étoiles.
Il ne faudrait pas confondre : si l'on regarde une nébuleuse obscure, le secteur paraîtra effectivement pauvre en étoiles, mais uniquement parce que la poussière de la nébuleuse absorbe la lumière des étoiles situées derrière. Il n'y a ni plus ni moins d'étoiles dans une nébuleuse obscure qu'ailleurs. Pour résumer, une nébuleuse contient presque toujours la même proportion de gaz et de poussière : on ne la présentera donc pas comme plutôt gazeuse ou plutôt poussiéreuse. Il s'avère simplement que le gaz concentré ou dilué rester invisible, alors que la poussière une fois concentrée peut se manifester.
Quand la contraction du nuage moléculaire se poursuit, celui-ci peut encore se diviser en paquets plus petits, qui continuent chacun leur implosion. La poussière se concentrant de plus en plus, les nébuleuses obscures prises dans ce mouvement deviennent de plus en plus opaques, noires et froides. Quand la densité atteint un million de particules par centimètre cube (en majorité des molécules d'hydrogène, toujours) et la température est descendue à -260 degrés, alors la nébuleuse aborde la dernière ligne droite. Elle est devenue "globule de Bok". Sa contraction se poursuit d'une traite jusqu'à ce le gaz se concentre en une sphère compacte, lumineuse, large de quelques millions de kilomètres seulement : une étoile.
Les étoiles apparaissent donc en groupes (première phrase du paragraphe précédent) et dans un cocon gazeux relativement dense ; le nuage moléculaire est toujours là, les globules de Bok n'étant que des grumeaux qui y germent. Les étoiles les plus massives sont aussi les plus chaudes, et il s'ensuit de cette haute température une intense émission de lumière ultraviolette. Le gaz environnant exposé à cette irradiation ne résiste pas : les molécules d'hydrogène sont d'abord dissociées en atomes, et rapidement les atomes sont eux-mêmes sectionnés, l'électron quittant le proton auquel il est lié. Occasionnellement, quand un proton et un électron s'approchent, ils peuvent reconstituer pour un certain temps un atome d'hydrogène complet. Ce processus de recombinaison est émetteur de lumière visible. Le gaz environnant les jeunes étoiles massives devient donc - enfin ! - lumineux et sujet à photographie. L'hydrogène se distinguant par son abondance, l'émission occasionnée par ce gaz sera également la plus intense. La recombinaison de l'hydrogène produit différentes couleurs, mais le rouge est facilement capté par les films photographiques. Ce sont ces plages lumineuses rouge-rosé aux contours diffus que l'on a l'habitude d'appeler nébuleuses. Leur nom un peu plus jargonnesque : "région HII", car l'hydrogène y a été ionisé.
Mais ici encore, l'hydrogène n'est pas le seul élément en présence. Des atomes à l'état gazeux comme ceux d'oxygène, de néon, d'azote et de soufre, pour ne citer qu'eux, génèrent eux aussi leur luminescence par ionisation-recombinaison ou fluorescence. Ce second phénomène est semblable au premier, sauf que l'électron ne quitte pas l'atome : il s'éloigne et se rapproche du noyau sans s'en détacher. Quand on observe une région HII comme la "nébuleuse" d'Orion visuellement et avec un instrument d'amateur relativement gros, on ne la voit pas rouge, mais bleu-vert. Cette teinte est émise par des atomes d'oxygène ayant déjà perdus deux électrons, bien que ce soit un troisième électron appartenant encore à cet atome estropié qui produise la lumière. Si les régions HII sont vertes à l'oeil et rouges à l'appareil photographique, c'est tout simplement parce que l'oeil, en mode de vision nocturne, est peu sensible au rouge.
Une catégorie de nébuleuses lumineuses par émission vient d'être décrite. Les nébuleuses peuvent aussi être lumineuses par réflexion, et cela grâce à la poussière qu'elle contiennent. Les grains de poussière, comme un panache de fumée, peuvent diffuser (réverbérer, si l'on veut) la lumière des étoiles alentours, et refléter une lumière bleutée, volontiers décrite comme froide et fantomatique, surtout à côté du juteux et vivace rouge des régions HII qui jouxtent parfois les nébuleuses lumineuses par réflexion.
Dans le groupe des nébuleuses lumineuses par émission, il reste à mentionner les nébuleuses planétaires et les restes de supernovae. Ces deux classes d'objets partagent de nombreux points communs, en particulier la manière dont elles se forment : suite à l'extinction d'une étoile, et quand cette étoile éjecte vers l'extérieur la majeure partie de sa matière. La différence provient de l'ampleur et la violence du phénomène d'éjection : progressif pour les nébuleuses planétaires et carrément explosif pour les supernovae.
Mais dans les deux cas, la luminescence est provoquée par friction d'un gaz rapide sur un gaz lent. Pour les nébuleuses planétaires, le gaz, qu'il soit rapide ou lent, émane toujours en droite ligne de l'étoile en train de se dissiper. Il est seulement éjecté de plus en plus vite à mesure que l'étoile perd de sa masse. Le gaz expulsé tardivement vient donc rattraper et buter sur le gaz plus ancien. La rencontre des deux courants gazeux suscite leur échauffement et cette énergie est convertie sous forme de lumière. La même remarque sur la couleur verdâtre des nébuleuses planétaires observées dans un gros instrument peut être formulée ici.
En ce qui concerne les restes de supernovae, le rôle du courant de gaz rapide éjecté tardivement est joué par l'onde de choc soulevée par l'explosion. Cette onde de choc s'avance dans le milieu interstellaire environnant en provoquant, pour la même raison que ci-avant, une luminescence. Un résumé de toutes les étapes est utile pour éclairer ce qui suit. Une région HI se contracte et se scinde, les morceaux sont des nuages moléculaires qui se contractent et se scindent, les morceaux sont des globules de Bok qui se contractent et se mettent à briller. Il ne s'écoule pas assez de temps entre l'allumage d'une étoile massive et son explosion pour lui permettre de quitter la région HI qui la précède de longtemps. Le milieu qui a vu s'allumer l'étoile la voit aussi s'éteindre, pour ainsi dire. C'est finalement le résidu de cette région HI originelle qui se met à briller quand y transite l'onde de choc de la supernova. C'est d'ailleurs pour cela que la masse de gaz luminescent dans un reste de supernova est bien plus élevée que la masse de gaz éjectée. Le terme de "reste de supernova" prête facilement à confusion, en fin de compte. L'onde de choc finit par ralentir et s'épuiser, car le réchauffement du gaz et sa luminescence ont lieu en pompant sur l'énergie mécanique de l'onde de choc. Quand l'expansion finit essoufflée, elle laisse une vaste bulle dans le milieu interstellaire où subsiste un gaz raréfiée (cent fois plus que les alentours) et encore chaud. Le reste de supernova au sens strict, c'est-à-dire l'enveloppe stellaire expulsée lors de l'explosion, ressemble à s'y méprendre à une nébuleuse planétaire, mis à part sa forme et sa texture souvent plus irrégulières. Le gaz y brille sous l'effet de la chaleur restant de l'explosion et l'excitation par la lumière et les particules émises par le résidu de l'étoile, quand ce résidu est une étoile à neutrons.
Il y a, en conclusion, plusieurs réponses à ta question, parce qu'il existe plusieurs sortes de nébuleuses. Les nébuleuses lumineuses s'allument suite à la formation des étoiles en leur sein et s'éteignent quand la source d'énergie qui les excite ou la source de la lumière qu'elles reflètent disparaît ; les nébuleuses obscures ne sont visibles que quand il y a de la lumière en arrière-plan à obscurcir. Les nébuleuses sont en somme des manifestations visibles d'un objet à la fois beaucoup plus discret et durable : le milieu interstellaire.
Sujet: Parlon des nébuleuses 
