Vous n’aimez pas les araignées? Eh bien, voici celui qui va grandir sur vous! Située à environ 160 000 années-lumière dans la toile du Grand Nuage de Magellan, la région de formation d'étoiles 30 Doradus est mieux connue sous le nom de «nébuleuse de la tarentule». Mais ne vous laissez pas déranger… cet arachnide né dans l'espace abrite des étoiles géantes dont le rayonnement intense provoque des vents stellaires à travers les gaz environnants pour nous donner une vue incroyable!
Lorsqu'elles sont vues à travers les yeux de l'observatoire aux rayons X de Chandra, ces énormes ondes de choc de l'énergie des rayons X chauffent l'environnement gazeux englobant jusqu'à plusieurs millions de degrés et apparaissent en bleu. Les détonations des supernovae explosent vers l'extérieur… creusant des «bulles» dans le gaz et la poussière plus frais. Ils apparaissent de couleur orange lorsqu'ils sont observés à travers des émissions infrarouges et enregistrés par le télescope spatial Spitzer.
Quelle est la particularité de la tarentule? Parce qu'il est si proche, c'est un candidat de choix pour étudier une région HII active. Cette pépinière stellaire est la plus grande de notre groupe local et un laboratoire parfait pour surveiller l'évolution stellaire. À l'heure actuelle, les astronomes s'intéressent intensément aux causes de la croissance à une si grande échelle - et leurs découvertes actuelles montrent que cela n'a rien à voir avec la pression et le rayonnement des étoiles massives. Cependant, une étude antérieure avait des conclusions opposées concernant 30 régions centrales de Doradus. En utilisant les observations de l'Observatoire Chandra, nous pouvons simplement trouver des opinions différentes!
«Les observations montrent que la formation d'étoiles est un processus inefficace et lent. Ce résultat peut être attribué à l'injection d'énergie et d'élan par les étoiles qui empêche l'effondrement en chute libre des nuages moléculaires. Le mécanisme de cette rétroaction stellaire est débattu théoriquement; les sources de pression possibles comprennent le gaz H II chaud classique, le gaz chaud généré par le chauffage par choc des vents stellaires et des supernovae, le rayonnement direct des étoiles et le champ de rayonnement traité par la poussière emprisonné à l'intérieur de la coquille H II. » dit Laura Lopez (et al). «En revanche, la pression de rayonnement traitée par la poussière et la pression des gaz chauds sont généralement faibles et n'ont pas d'importance dynamique, bien que la pression des gaz chauds ait pu jouer un rôle plus important au début.»
Source de l'histoire originale: Communiqué de presse Chandra. Pour en savoir plus: Qu'est-ce qui stimule l'expansion des régions géantes H II?: Une étude de rétroaction stellaire dans 30 Doradus.
