En moyenne, l’Univers est aujourd’hui un endroit extrêmement froid.
À tout moment de notre histoire cosmique, tout observateur fera l’expérience d’un “bain” uniforme de rayonnement omnidirectionnel qui a pris naissance lors du Big Bang. Aujourd’hui, de notre point de vue, il n’est qu’à 2 725 K au-dessus du zéro absolu et est donc observé comme le fond cosmique des micro-ondes, culminant aux fréquences micro-ondes. À de grandes distances cosmiques, lorsque nous regardons en arrière dans le temps, cette température était plus élevée en fonction du décalage vers le rouge de l’objet distant observé.
Dans l’espace intergalactique, seule la luminosité laissée par le Big Bang chauffe substantiellement la matière.
Vues visibles (à gauche) et infrarouges (à droite) du globule de Bok riche en poussière, Barnard 68. Il a une température inférieure à 20 K, il reste donc invisible à la fois dans le visible et dans le proche infrarouge, mais il est encore assez chaud par rapport aux températures du fond diffus cosmologique.
À 2 725 K au-dessus du zéro absolu, seuls les endroits qui se refroidissent activement sont plus frais.
Une image à code couleur de la nébuleuse Boomerang, prise par le télescope spatial Hubble. Le gaz éjecté de cette étoile s’est dilaté à une vitesse incroyable, provoquant un refroidissement adiabatique. Il y a des endroits à l’intérieur qui sont plus froids que même la rémanence du Big Bang lui-même.
Or, de nombreux mécanismes chauffent la matière de l’Univers.
L’image montre la région centrale de la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan. L’amas d’étoiles jeune et dense R136 est visible en bas à droite de l’image. Les forces de marée exercées sur le Grand Nuage de Magellan par la Voie lactée y déclenchent une vague de formation d’étoiles, entraînant des centaines de milliers de nouvelles étoiles. L’injection d’énergie dans l’Univers fournie par la formation d’étoiles est l’une des principales sources d’échauffement de la matière dans les environnements galactiques.
Les étoiles, par exemple, produisent un rayonnement qui frappe les gaz et les poussières à proximité.
Cette image en infrarouge lointain de Messier 16, la nébuleuse de l’Aigle, montre une variété d’atomes neutres chauffés entre 10 K (rouge) et 40 K (bleu) par les étoiles qui se sont déjà formées en leur sein. Sous le centre de l’image, les célèbres Piliers de la Création sont visibles dans l’infrarouge lointain, une vue unique de cet objet grâce aux capacités encore inégalées de l’observatoire Herschel de l’ESA.
Chauffé à des dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu, rayonne dans l’infrarouge lointain.
Les célèbres Piliers de la Création au sein de la Nébuleuse de l’Aigle sont un endroit où de nouvelles étoiles se forment dans une course contre l’évaporation du gaz. Dans la vue en lumière visible, à gauche, les nouvelles étoiles sont largement obscurcies, tandis que la lumière infrarouge nous permet de voir à travers la poussière les étoiles et de former des protoétoiles à l’intérieur. Même un gaz plus froid rayonnera à des longueurs d’onde plus longues.
Plus près d’une étoile nouvellement formée, le rayonnement crée des structures protoplanétaires.
Un échantillon de 20 disques protoplanétaires autour d’étoiles jeunes et infantiles, mesurés par le projet de sous-structures de disques à haute résolution angulaire : DSHARP. Des observations comme celles-ci nous ont appris que les disques protoplanétaires se forment principalement dans un seul plan et ont tendance à soutenir le scénario d’accrétion de base de la formation des planètes. Les structures de disque sont visibles à la fois dans l’infrarouge et dans les longueurs d’onde millimétriques/submillimétriques.
Chauffés à des centaines de degrés, ces disques protoplanétaires rayonnent dans l’infrarouge.
La région de formation d’étoiles Sh 2-106 présente un éventail intéressant de phénomènes, notamment du gaz illuminé, une étoile centrale brillante fournissant cet éclairage et des réflexions bleues du gaz qui n’a pas encore été expulsé. Les différentes étoiles de cette région proviennent probablement d’une combinaison d’étoiles de différents passés et histoires générationnelles, mais aucune d’entre elles n’est vierge : elles contiennent toutes des quantités importantes d’éléments lourds.
Les événements à haute énergie peuvent cependant avoir des conséquences astronomiques spectaculaires.
Cette image montre l’amas d’étoiles ouvert NGC 290, vu par Hubble. Ces étoiles, illustrées ici, affichent une variété de couleurs car elles sont à des températures différentes, de sorte que les étoiles plus chaudes émettent plus de lumière bleue que rouge, tandis que les étoiles plus froides émettent plus de rouge que de lumière bleue. Les différentes couleurs ne peuvent être révélées qu’en imageant des étoiles à plusieurs longueurs d’onde différentes, mais ce sont les étoiles les plus bleues, les plus chaudes et les plus lumineuses qui entraînent principalement le chauffage et l’ionisation de la matière environnante.
Les jeunes étoiles les plus chaudes et les plus massives brillent avec éclat dans la lumière ultraviolette.
La plupart des galaxies ne contiennent que quelques régions de formation d’étoiles : là où le gaz s’effondre, de nouvelles étoiles se forment et de l’hydrogène ionisé se trouve dans une bulle entourant cette région. Dans une galaxie en étoile, presque toute la galaxie elle-même est une région de formation d’étoiles, M82, la galaxie du cigare, étant la plus proche avec ces propriétés. Le rayonnement des jeunes étoiles chaudes ionise une variété de gaz atomiques et moléculaires, créant des signatures d’émission qui peuvent être révélées visuellement avec les bons filtres astronomiques.
Le rayonnement chauffe le gaz à des milliers de degrés, ionisant de nombreux atomes et molécules.
Lorsque l’étoile centrale d’un système stellaire mourant est chauffée à des températures d’environ 30 000 K, elle devient suffisamment chaude pour ioniser la matière précédemment éjectée, créant une véritable nébuleuse planétaire dans le cas d’une étoile semblable au Soleil. Ici, NGC 7027 vient de traverser ce seuil et continue de croître rapidement. Avec seulement ~ 0,1 à 0,2 années-lumière de diamètre, c’est l’une des nébuleuses planétaires les plus petites et les plus jeunes connues.
Au fur et à mesure que les électrons dévalent leurs niveaux d’énergie, ils émettent une variété de signatures d’émission.
Le Grand Nuage de Magellan abrite la supernova la plus proche du siècle dernier. Les régions roses ici ne sont pas artificielles, mais sont des signes d’hydrogène ionisé et de formation d’étoiles actives, probablement causées par des interactions gravitationnelles et des forces de marée. Les régions roses apparaissent spécifiquement lorsque les électrons retombent dans les noyaux d’hydrogène ionisés et passent du niveau d’énergie n = 3 au niveau d’énergie n = 2, produisant des photons d’exactement 656,3 nm.
A quelques milliers de degrés, l’hydrogène s’ionise, rendant les nébuleuses roses avec des raies d’émission.
Autour d’une variété de cadavres stellaires et d’étoiles mourantes, des atomes d’oxygène doublement ionisés produisent une lueur verte caractéristique, tandis que les électrons cascadent à travers différents niveaux d’énergie lorsqu’ils sont chauffés à des températures supérieures à ~ 50 000 K. Ici, la nébuleuse planétaire IC 1295 brille de mille feux.
Au-dessus de ~50 000 K, autour des étoiles mourantes, l’oxygène doublement ionisé brille d’un vert étrange.
Cette image de l’observatoire à rayons X Chandra de la NASA montre l’emplacement de différents éléments dans le reste de la supernova Cassiopée A, y compris le silicium (rouge), le soufre (jaune), le calcium (vert) et le fer (violet). . Chacun de ces éléments produit des rayons X dans des plages d’énergie étroites, ce qui permet de créer des cartes de leur emplacement.
Les galaxies en collision chauffent davantage le gaz, générant des émissions de rayons X.
Les cartes aux rayons X (rose) et à la matière générale (bleu) de plusieurs amas de galaxies en collision montrent une séparation claire entre la matière normale et les effets gravitationnels, l’une des preuves les plus solides de la matière noire. Les rayons X se déclinent en deux variétés, douces (énergie inférieure) et dures (énergie supérieure), où les collisions de galaxies peuvent créer des températures supérieures à plusieurs centaines de milliers de degrés.
Mais les étoiles à neutrons rayonnantes et les trous noirs peuvent façonner des galaxies entières.
Les caractéristiques radio montrées ici, en orange, mettent en évidence la radiogalaxie géante Alcyoneus, ainsi que le trou noir central, ses jets et les lobes à chaque extrémité. Cette caractéristique est la plus grande connue dans l’Univers pour une seule galaxie et fait d’Alcyoneus la plus grande galaxie connue de l’Univers aujourd’hui. Bien que seules les fonctions radio et infrarouge soient représentées ici, il rayonne également dans la partie à haute énergie du spectre.
Produisant des photons gamma, l’énergie la plus élevée qui soit, même le Large Hadron Collider ne peut rivaliser.
La vue de Fermi du ciel de rayons gamma révèle l’émission de notre propre galaxie, d’objets extragalactiques, de pulsars et, comme souligné ici, également de restes de supernova.
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