Résultats

Résultats clés

  • Observations des premières étapes de la formation des étoiles

  • Observations précises des galaxies ultra-lumineuses en infrarouge (ULIRGS)

  • Découvertes de nouvelles galaxies

  • Découvertes et études de disques proto-planétaires

La mission Herschel, bien qu’ayant débuté en 2009, et s’étant terminée en 2013, continue à produire de nombreux résultats. Voici quelques publications concernant les grands domaines scientifiques concernés par la mission, afin de tenter de rendre compte de la grande richesse des connaissances accumulées durant ces 15+ dernières années grâce aux observations et mesures du télescope spatial Herschel. Compte-tenu de la quantité très importante de travaux publiés, cette page de résultats ne saurait être exhaustive.

 

Observations des premières étapes de la formation des étoiles

Les observations par le télescope spatial Herschel du milieu interstellaire froid montrent des filaments, d’une épaisseur d’un dixième de parsec dans lesquels se trouvent des cœurs pré-stellaires. Ces deux éléments constituent les deux étapes suivant le début de l’effondrement de nébuleuses suite à des perturbations (forces de marées galactiques, passage d’amas d’étoiles, turbulence, ondes de choc, etc…). Ces découvertes de filaments dans le milieu interstellaire au sein de la Voie Lactée sont décrite par P. André, (2012), The Herschel View of Star Formation.

Filaments observés dans le milieu interstellaire, au sein de la Voie Lactée par Herschel
Filaments observés dans le milieu interstellaire, au sein de la Voie Lactée, dans le nuage translucide Polaris Flare (nuage ayant un diamètre d’~150 pc), par Herschel © P. André, Proceedings or the IAU, 2012

Les modèles de formation d’étoiles massives ont été améliorés par les observations d’Herschel. C’est par exemple ce qu’explique D. Russeil et al. (2019) : Herschel-HOBYS study of the earliest phases of high-mass star formation in NGC 6357.

Les estimations du taux de formation d’étoiles dans la Voie Lactée ont été améliorées dans différents secteurs de celle-ci, comme le montrent par exemple M. Veneziani et al., (2013) : An analysis of star formation with Herschel in the Hi-GAL survey.

La structure des régions de photodissociation du milieu interstellaire (portions des nébuleuses où le gaz est suffisamment dense et le flux de photons UV suffisamment faible pour que le gaz ne soit pas ionisé) a été étudiée et retracée précisément dans différents secteurs de la Voie Lactée, comme le montrent par exemple A. Abergel et al. (2010) : Evolution of interstellar dust with Herschel. First results in the photodissociation regions of NGC7023, ou C. Joblin et al. (2018) : Structure of photodissociation fronts in star-forming regions revealed by Herschel observations of high-J CO emission lines.

Pour en savoir plus :

 

Observations précises des galaxies ultra-lumineuses en infrarouge (ULIRGS)

Le télescope spatial IRAS avait découvert en 1983 des galaxies très lumineuses en infrarouges, appelées Luminous InfraRed Galaxies (LIRGS). Elles émettaient plus de lumière en infrarouge que dans tous les autres domaines de longueurs d’onde réunis. Leur luminosité est de l’ordre de 1011 L☉.

On reconnaît aujourd’hui 3 autres catégories de galaxies de ce type, selon leur niveau de luminosité :

  • Luminous InfraRed Galaxies (LIRGs) : 1011 L☉.
  • Ultraluminous InfraRed Galaxies (ULIRGs) : 1012 L☉.
  • Hyperluminous InfraRed Galaxies (HyLIRGs) : 1013 L☉.
  • Extremely luminous InfraRed Galaxies (ELIRGs) : 1014 L☉.

Les explications données comme causes de cette forte luminosité sont une formation d’étoiles avec un taux élevé, dans un environnement riche en poussières, qui absorbent le rayonnement visible pour le réémettre dans le domaine submillimétrique et/ou une collision de galaxies, et/ou la présence d’un noyau actif de galaxie (AGN).

De nombreuses études des résultats de Herschel ont été publiées sur ce sujet (par exemple : M. García-Marín et al., (2009) : Integral field optical spectroscopy of a representative sample of ULIRGs I. The data ; J. Fischer et al., (2010) : Herschel-PACS spectroscopic diagnostics of local ULIRGs: Conditions and kinematics in Markarian 231 ;  J. S. Kartaltepe et al., (2012) : GOODS-Herschel and candels : The morphologies of Ultraluminous InfraRed Galaxies at z~2 ;  H. Yan et al., (2013) : Optical-faint, far-infrared-bright Herschel sources in the candels fields : Ultra-Luminous InfraRed Galaxies at z>1 and the effect of source blending), à propos de galaxies de ces catégories situées à différents redshifts, et qui visent à déterminer plus précisément les causes de leurs fortes luminosités en infrarouges.

Le saviez-vous ?

L’expansion de l’Univers étire l’espace entre les galaxies. En ne bougeant pas beaucoup par rapport à l’espace, les galaxies sont repoussées loin de nous d’autant plus vite qu’elles sont éloignées. L’effet Doppler rougit les galaxies qui s’éloignent de nous (l’extrême majorité), et bleuit le petit nombre de galaxies proches qui se rapprochent de la Voie Lactée par attraction gravitationnelle, comme la galaxie d’Andromède.

Comme l’Univers repousse les galaxies loin de nous, les distances que l’on mesure à partir de la lumière qu’elles ont émise il y a des milliards d’années sont bien en-deçà de leurs distances réelles au moment présent (elles ont été déplacées par l’expansion de l’Univers depuis qu’elles ont émis la lumière que l’on en reçoit). Il y a donc une distance apparente et une distance réelle pour chaque galaxie.

Pour résoudre ce problème, les cosmologistes préfèrent juger de la distance d’une galaxie en considérant à quel point elles sont rougies par l’effet Doppler, en mesurant ce qu’on appelle leur redshift.

Exemples d’UltraLuminous InfraRed Galaxies (ULIRGs) par le télescope spatial Hubble
Exemples d’UltraLuminous InfraRed Galaxies (ULIRGs) par le télescope spatial Hubble, étudiées par M. García-Marín et al. (2009) avec les données du télescope spatial Herschel © M. García-Marín et al., Astronomy & Astrophysics, 2009

Pour en savoir plus :

 

Découvertes de nouvelles galaxies

Des galaxies à haut-redshift, donc vues alors qu’elles étaient jeunes mais à une période très ancienne, peu après le début de l’Univers, ont été découvertes dans les données de Herschel, un certain nombre de fois, par différentes équipes.

Par exemple : D. A. Riechers et al., (2017) : Rise of the Titans: A Dusty, Hyper-luminous “870 μm Riser” Galaxy at z ∼ 6. Dans cette étude est décrite la découverte de l’objet formé par la collision de galaxies nommé ADFS-27, à un redshift de z = 5,655. L’objet rayonne en infrarouge submillimétrique car il est illuminé par un sursaut de formation d’étoiles provoqué par cette collision. La découverte a été faite en combinant les données de Herschel (instrument SPIRE) et du radiotélescope ALMA (instrument APEX/LABOCA).

Ce genre de découverte est toujours un événement important car en comparant la morphologie et la composition en étoiles, gaz, et poussières de ces anciennes galaxies avec les caractéristiques des galaxies actuelles, on peut retracer l’évolution des galaxies. Plus les détections sont nombreuses, plus on peut affiner nos modèles d’évolution des galaxies.

Images de l’objet résultant d’une collision de galaxies ADFS-27
Images de l’objet résultant d’une collision de galaxies ADFS-27. De gauche à droite : images de Herschel/SPIRE (250, 350 et 500 µm de longueurs d’onde) et APEX/LABOCA (870 µm de longueur d’onde). La dernière image est une composition en fausse couleurs © E. L. Martín et al., Astronomy & Astrophysics, 2024

Pour en savoir plus :

 

Découvertes et études de disques proto-planétaires

Des centaines de disques proto-planétaires ont été étudiés dans les données de Herschel. Voici quelques exemples de travaux effectués dans ce domaine avec les observations du télescope spatial Herschel :

  • Environ 120 étoiles pré-séquence principale dans la constellation du Taureau ont été étudiées par C. D. Howard et al., (2013) : Herschel/PACS survey of protoplanetary disks in Taurus/Auriga – Observations of [OI] and [CII], and far-infrared continuum. L’objectif était de détecter des raies d’émission spectroscopiques de l’oxygène [OI], du carbone [CII], du monoxyde d’hydrogène OH, de l’eau H2O et du monoxyde de carbone CO pour déterminer les classes d’évolution (I, II, ou III) des disques protoplanétaires de ces étoiles. Cette étude a été réalisée dans le cadre du programme d’observations (GASPS) du télescope spatial Herschel.
  • Une autre étude, elle aussi menée dans le cadre du programme GASPS, a cherché à déterminer les compositions en gaz et poussières pour environ 250 jeunes étoiles : W. R. F. Dent et al., (2013) : GASPS—A Herschel Survey of Gas and Dust in Protoplanetary Disks: Summary and Initial Statistics.
  • Une autre étude concernant 104 jeunes étoiles s’est penchée sur la dynamique de leurs disques : S. L. Grant et al., (2018) : Herschel Observations of Protoplanetary Disks in Lynds 1641.

Ce ne sont ici que 3 exemples de publications produites à partir des observations du télescope spatial Herschel dans ce domaine, parmi de nombreuses autres.

Localisation des 104 jeunes étoiles cibles de l’étude de S. L. Grant et al. (2018)
Localisation des 104 jeunes étoiles cibles de l’étude de S. L. Grant et al. (2018) dans les filaments de la région de formation d’étoiles Lynds 1641, faisant partie du nuage moléculaire Orion A © S. L. Grant et al., The Astrophysical Journal, 2018

Le saviez-vous ?

On classe les disques protoplanétaires en différentes catégories selon leur stade d’évolution, pour les étoiles de moins de 2 masses solaires :

  • Classe 0 : Protoétoile profondément enfouie dans son globule de gaz et de poussières, accrétant sa matière et générant deux jets de matière par ses pôles.
  • Classe I : L’enveloppe de gaz et de poussières se dissipe, laissant apparaître la protoétoile. La matière restante s’aplatit en un disque en rotation autour de l’astre central.
  • Classe II : La protoétoile devient une étoile pré-séquence principale de type T-Tauri avec un disque qui s’affine et un rythme d’accrétion  vers l’étoile qui diminue.
  • Classe III : L’étoile évolue vers la séquence principale et n’accrète plus de matière de son disque. Des planètes peuvent se former par accrétion dans le disque proto-planétaire autour de l’étoile.

Pour les étoiles plus massives, ayant une masse entre 2 et 8 masses solaires, la proto-étoile devient plutôt une étoile pré-séquence principale de type Herbig Ae/Be, et le processus général est plus rapide.

Pour les étoiles encore plus massives, le processus est encore plus rapide, si bien qu’il est difficile de déterminer à quel moment l’étoile termine d’accréter de la matière et à quel moment elle entre dans la séquence principale. Elles sont plus difficiles à observer car enfouies dans leur globule/disque de gaz et de poussière. Quand elles deviennent visibles, elles ont déjà atteint la séquence principale.

Pour en savoir plus :

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