Les Hyades, une approche du rayonnement stellaire

Je remercie particulièrement Sacha Foschino astrophysicien à l’Observatoire des Baronnies Provençales pour son aide dans l’étude du spectre électromagnétique ; j’exprime également ma sincère reconnaissance envers Agnès Acker ainsi qu’envers Yaël Nazé, la lecture de leurs livres « Astronomie et Astrophysique » d’Agnès Acker et « Les couleurs de l’Univers » de Yaël Nazé m’a guidée dans la réalisation du rayonnement des étoiles de l’amas. Merci à Julien Montillaud dont certains extraits de sa thèse « Evolution physico-chimique des hydrocarbures aromatiques polycycliques dans les régions de photodissociation » sont cités dans ce texte.

Voici quelques repères pour la bonne compréhension de l’œuvre :
MIS : milieu interstellaire
PDR : « Photodissociation Region » ou région de photodissociation
Parsec : le parsec, de symbole pc, est une unité de longueur utilisée en astronomie et valant 3,26 années-lumière.
Binaire spectroscopique : c’est une étoile binaire dont le mouvement orbital est mis en évidence par la variation de la vitesse radiale d’une ou des deux composantes du système.
Objets de Herbig-Haro : ce sont de petites nébulosités associées à certaines très jeunes étoiles, et qui se forment lorsque de la matière éjectée par ces étoiles naissantes entre en collision avec les nuages de gaz et de poussières environnants, à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
Etoile T Tauri : les étoiles variables de type T Tauri sont des étoiles variables, nommées d’après l’étoile prototype T Tauri. Toujours situées auprès des nuages moléculaires et caractérisées par des variations brusques et imprévisibles de leur magnitude apparente.

quelques mesures en longueur d’onde :
μm : micromètre ₌ 1000 nm
1 μm ⁼ 10000 Angström
5 μm : infrarouge proche
50 μm à 500 μm : infrarouge lointain
500 μm à 1000 μm : submillimétrique
1000 μm : un millimètre
0,4 μm : couleur bleue

Caractéristiques des types spectraux allant des étoiles les plus chaudes aux plus froides : Agnès Acker page 124 :

– O – températures (K) : 30000 K : éléments très ionisés, He II, Si IV
– B – températures (K) : 20000 K : hélium neutre, hydrogène : raie de Balmer
– A – températures (K) : 9000 K : surtout hydrogène, apparition des raies H et K calcium ionisé.
– F – températures (K) : 7000 K : raies H et K calcium ionisé, raies des métaux ionisés Ti II, Fe II., raies de l’hydrogène : série de Balmer.
– G – températures (K) : 5500 K : raies H et K calcium ionisé, raies métalliques Ca I et Fe I ; apparition de bandes moléculaires CH et CN.
– K – températures (K) : 4000 K : surtout raies H et K calcium ionisé, métaux neutres et bandes moléculaires CH, CN et surtout Ti O.
– M – températures (K) : 3000 K : surtout bandes moléculaires Ti O.
– L – températures (K) : 2000 K : larges bandes moléculaires TIO, VO, H2O.
– T – températures (K) : 1000 K : larges bandes moléculaires CH4, CO, H2O.
– Y – températures (K) : 300 K : larges bandes moléculaires d’ammoniac.

En 1952, Van Bueren compte 132 membres de magnitude apparente plus brillante que 9,0, mais on estime que l’amas pourrait contenir jusqu’à 350 membres dont un grand nombre d’étoiles rouges faibles.

Wikipedia : Les Hyades sont l’amas ouvert le plus proche du système solaire, constitué de 300 à 400 étoiles avec des caractéristiques communes telles que l’âge et la composition chimique. Les quatre membres les plus brillants de l’amas sont tous des géantes rouges. Elles se nomment Gamma, Delta, Epsilon et Theta Tauri. Elles forment un astérisme en forme de « V » et représenté sur l’œuvre par les lignes droites bleues.

En suivant la ligne droite inférieure bleue sur la gauche, une autre étoile, Aldébaran, fait partie de l’astérisme mais n’appartient pas à l’amas ; en effet Aldébaran est une géante rouge de type spectral K5 et de magnitude 0,87, avec un diamètre estimé à 45 fois celui du Soleil et située à 65 années lumière du Système Solaire.

Le centre de l’amas qui abrite la plus forte concentration d’étoiles a un rayon de 17,6 années lumière alors que son rayon total s’étend sur 65 années lumière. Cependant un tiers des membres de l’amas se situe au delà de cette frontière. L’amas des Hyades présente des caractéristiques communes avec M44 l’amas de La Crèche : ils proviennent tous deux de la même région de la galaxie et ont donc une origine commune.

Voyons sur l’œuvre les principales étoiles de l’amas le long des lignes droites bleues en forme de « V » :

Gamma Tauri ou γ Tau : à droite et vers le bas de l’œuvre cette étoile est représentée et notée « γ » à l’intersection des lignes droites en « V ». Gamma Tauri est une géante orange de type spectral G8 ou KOIII à environ 2,5 parsecs du centre de l’amas, son âge est estimé à 530 millions d’années, elle a une masse de 207 fois celle du Soleil et elle est 74 fois plus lumineuse ; elle a une faible vitesse de rotation sur elle même de 253 jours, elle est suspectée d’être une variable.

Thêta Tauri ou θ Tau : θ Tauri est un système d’étoiles à environ 155 années lumière de la Terre, θ1 Tauri est une géante orange de type K c’est la composante la plus faible alors que θ2 Tauri est une géante blanche de type A et de magnitude apparente de 3,4, c’est une variable de type « Delta Scuti ». Ce sont des binaires spectroscopiques qui ont au moins une compagne proche ; θ1 Tauri a une compagne à 4 UA et θ2 a une compagne à 2 UA.

Delta Tauri δ Tau est un système composé de trois étoiles : δ1, δ2 et δ3. La composante primaire δ1 Tau A est une géante orange de type KO-III située à environ 153 années lumière du Soleil. A gauche apparaît delta tau 2 ou δ2 et au dessus sur la ligne supérieure du « V » on aperçoit delta tau 3 ou δ3. Les trois étoiles sont très proches visuellement dans le ciel, mais sans aucun lien entre elles ; delta 1 Tau A aurait un compagnon beaucoup plus proche delta ₁ Tau B à 1,76 UA.

Epsilon Tauri ou Ain est situé un peu plus haut sur la ligne droite en coloris bleu. Ain est de type spectral G9.5Ⅲ, de magnitude apparente + 3,53 et est située à environ 155 années lumière du Soleil. Son nom, dérivé d’une phrase arabe signifie « l’oeil » puisqu’elle représente l’un des deux yeux du Taureau, l’autre étant Aldébaran. Une exoplanète Epsilon Tauri b a été découverte en 2007.

UGC pour Uppsala General Catalogue :
Happy Nights with the Hyades : sur l’œuvre et à gauche dans l’amas central sur fond marron, nous apercevons plusieurs galaxies lointaines d’un éclat faible à travers l’amas, elles sont notées dans le catalogue Uppsala :

UGC 3014, UGC 3115, UGC 3095, plus bas UGC 3129 et UGC 3089 ainsi que IC 374.

IC 374 : petit objet orienté est-ouest avec un noyau stellaire évident, c’est la plus brillante galaxie vue à travers les Hyades.
UGC 3089 : consiste en une galaxie ronde, faible et plus brillante vers le centre.
UGC 3095 : c’est une galaxie compacte avec un noyau brillant.
UGC 3129 : il s’agit d’une galaxie brillant très faiblement.
Sharpless 2-239 : on l’aperçoit au centre de l’oeuvre, c’est une nébuleuse par réflexion avec une collection d’objets de Herbig-Haro enfouis dans les nuages sombres LDN 1551 ; elle s’étend au nord-ouest de la brillante Aldébaran.

John Nanson Stars Splitters : « in the House of Hyades » :
En partant des étoiles Theta 1 ou θ et Theta 2 ou θ₂ et en nous dirigeant au nord-ouest, nous découvrons l’étoile 75 Tauri, puis en redescendant au sud-est nous apercevons une autre paire d’étoiles 80 et 81 Tauri ainsi que l’étoile 85 Tauri de magnitude 6 ; nous remontons maintenant au nord-est et nous nous trouvons devant la paire d’étoiles HIP 21053 et HIP 21029. Ces couples d’étoiles nous ont permis « d’entrer dans La Maison des Hyades »

Aldébaran : dirigeons nous maintenant à l’est de « La Maison des Hyades » où apparaît la brillante Aldébaran ou Alpha Tauri, une étoile géante orangée située à environ 65 années lumière du Soleil à mi chemin entre La Terre et l’amas, elle n’appartient donc pas à l’amas des Hyades ; Aldébaran est l’étoile principale d’un système binaire, la composante secondaire est Alpha Tauri b. Aldébaran possède une exoplanète confirmée, Aldébaran b, avec laquelle elle forme un système planétaire.
C’est une étoile de classe spectrale K5III et de magnitude 0,86, son diamètre est d’environ 45 fois celui du Soleil et sa température de surface est de 3910 K.

Tournons maintenant vers la droite en bas de l’amas et en direction du sud-ouest et remontons en partant de l’étoile Gamma Tauri notée « γ » sur l’œuvre. Nous croisons les galaxies PGC 92877 et PGC 89978 aperçues à travers l’amas, et nous continuons à remonter à droite dans la partie supérieure de la toile et au nord de l’amas : nous voici devant les deux étoiles suivantes : Alkalbain III et Alkalbain V.
Phi Tauri ou φ Tau est une étoile de couleur orangée qui brille faiblement, visible à l’oeil nu et située à environ 321 années lumière de la Terre ; à cette distance la magnitude visuelle de l’étoile est diminuée par un facteur d’extinction dû à la poussière interstellaire.

NGC 1555 Hind’s Nébula ou la Nébuleuse de Hind est située au nord ouest d’Epsilon Tauri et près de l’équateur céleste. NGC 1555 est un objet de Herbig-Haro découvert en 1852 par l’astronome anglais Hohn Russel Hind. Le nuage cosmique jaune historiquement connu comme Hind’s Variable Nebula ou NGC 1555 à environ 400 années lumière, est illuminé par une étoile T Tauri.

Remontons vers le haut de l’œuvre, au nord de l’amas central en coloris marron :
EPIC 247589423 ou K2 136 : grâce à la mission K2 de Kepler, des astronomes ont découvert un système planétaire contenant au moins trois exoplanètes orbitant une étoile naine de type K et de couleur orange à environ 194 années lumière de La Terre, avec un âge estimé à 800 millions d’années, beaucoup plus jeune que notre Soleil. La plus petite des planètes a un rayon comparable à celui de La Terre. Les deux autres planètes EPIC 247 589423 c et d, sont plus grosses et ont vraisemblablement la taille de mini-Neptune et de Super-Terre, avec un rayon de 2,91 et 1,45 rayon terrestre chacune. Ces trois planètes orbitent leur étoile en moins de 30 jours, avec des périodes de 7,9, 17,3 et 25,6 jours ; leurs températures sont estimées de 100 à 280° C.

Restons dans le centre de l’œuvre où l’amas sur fond marron comprend 300 à 400 étoiles.

Le cœur de l’amas abrite 8 naines blanches provenant d’une population d’étoiles de type B avec chacune une masse de 3 masses/solaires.

L’amas abrite 4 géantes rouges, de type A lorsqu’elles appartenaient à la séquence principale, ce sont maintenant des géantes rouges de type spectral K et M.

Il comprend une étoile géante blanche de type spectral A7III, Theta 2 Tauri, compagne d’une des quatre géantes rouges.

Les autres étoiles de l’amas appartiennent à la séquence principale. D’après « Agnès Acker Astronomie et Astrophysique » réf page 124, on note :

21 étoiles de type spectral A, d’une température de 9000 K, composées principalement d’hydrogène (raie de Balmer), et aussi un peu de raies H et K du calcium ionisé.

65 étoiles de type spectral F, d’une température de 7000 K, avec surtout les raies H et K du calcium ionisé et aussi Ti II et Fe II ainsi que les raies de l’hydrogène.

50 étoiles de type spectral G, d’une température de 5500 K, et présentant surtout les raies H et K du calcium ionisé et les raies métalliques Ca I et Fe I, ainsi que l’hydrogène et l’apparition des bandes moléculaires CH et CN.

48 étoiles de type spectral K, d’une température de 4000 K, présentant surtout les raies H et K du calcium ionisé, les raies de métaux neutres et les bandes moléculaires CH, CN et surtout TiO.

Une approche du rayonnement stellaire :
Nous allons maintenant nous éloigner de l’amas central afin d’étudier le rayonnement des étoiles. Nous sommes encore proches de l’amas et les photons du rayonnement sont en constant échange avec les électrons.

Nous commençons dans la partie bleue en bas de l’œuvre et à gauche de l’étoile géante rouge Aldébaran. A côté d’un atome de carbone ionisé en coloris gris, un photon ondulatoire bleu va échanger de l’énergie avec le photon. La vitesse V2 de l’électron sera donc plus petite que sa vitesse initiale V1, le photon « ragaillardi » aura une longueur d’onde plus courte car il aura gagné de l’énergie (d’après un schéma page 20 du livre « Les couleurs de l’Univers » de Yaël Nazé.

Agnès Acker : Astronomie et Astrophysique page 34 :

Le rayonnement « free-free » : à haute température, des électrons libres passent près des ions positifs en billes rouges, il en résulte l’émission d’ondes, rayonnement par freinage ou « Bremsstrahlung ».

Yaël Nazé p 20 : l’électron dévie alors légèrement de sa trajectoire, en perdant un peu d’énergie sous forme de photons : sur l’œuvre les photons sont symbolisés en ondes jaunes et vertes.

Yaël Nazé pages 22 et 23 : si de la lumière tombe sur un atome, l’électron peut prendre l’énergie du photon pour passer à une orbite supérieure : dans ce cas, le photon a disparu et une raie sombre (aussi appelée raie d’absorption) apparaît dans le spectre, car il manque des photons à cette longueur d’onde. Notons que si le photon a une énergie suffisante, il peut libérer l’électron de l’attraction du noyau ; c’est ce qui se passe dans l’effet photoélectrique. Un électron excité est passé sur une orbite supérieure, et ne peut le rester longtemps. Il finit par redescendre vers son orbite de départ (flèches en arrondi jaune), la plus proche du noyau : ce faisant, il émet un photon donnant naissance à une raie brillante ou raie en émission. L’électron en changeant de niveau, émet un premier photon, puis un deuxième en retombant qui sera de même longueur d’onde, ici en coloris orange. La position de ces raies est caractéristique de l’élément chimique qui les a émises.

Plus haut nous retrouvons une ligne courbe sur laquelle tournent des électrons « free-free », émettant des photons jaunes et verts ; encore au dessus, ce sont d’autres électrons qui émettent des photons jaunes et roses. Agnès Acker page 299 : la matière interstellaire émet un rayonnement continu thermique de type free-free. Ce rayonnement peut être produit dans toutes les longueurs d’onde selon la température du milieu.

Nous continuons à remonter et nous croisons deux atomes d’hydrogène H en billes rouges qui se rejoignent au bout des flèches jaunes pour former H2 :
Agnès Acker Astronomie et Astrophysique page 295 : si deux atomes H sont fixés sur un grain, la réaction à la surface du grain peut produire H2, l’énergie « E » sera alors inférieure à 4,5 eV. Dans un plasma, les ions entrant en collision avec les grains peuvent fixer un électron sur le grain, l’énergie « E » sera alors inférieure à 13,6 eV.

Le Bremsstrahlung : nous le découvrons juste au dessus, nous sommes toujours à gauche dans la partie supérieure de l’oeuvre.
Yaël Nazé : les couleurs de l’univers, page 20 : un électron libre est attiré par le proton du noyau car leurs charges électriques sont opposées. L’électron dévie alors légèrement de sa trajectoire, en perdant un peu d’énergie sous forme de photons. Après cette émission, l’électron reste libre de se déplacer comme c’était déjà le cas auparavant, d’où le terme « free-free » ou « libre-libre » adossé à ce rayonnement, parfois encore désigné sous le nom de rayonnement de freinage ou « bremsstrahlung ».
Sur l’œuvre, les photons en ondes vertes et jaunes sont émis par l’électron en billes bleues se déplaçant sur la ligne courbe jaune et frôlant le noyau d’hydrogène en bille rouge. Nous croisons aussi des neutrinos en courtes lignes droites roses et surmontées d’un point rose, qui s’échappent des étoiles.

Tournons doucement en haut de l’œuvre vers la droite : un photon jaune ionise un atome de calcium Ca2+ qui perd un ou deux électrons, juste au dessus en tournant à droite apparaît la molécule OH, puis nous retrouvons le rayonnement « free-free » autour d’atomes d’hydrogène.

Agnès Acker page 34 : quand les électrons sont captés par les ions, on obtient le rayonnement « Bound-free » (lié-libre). Ce processus est symbolisé à droite, juste en dessous du « free-free » : on aperçoit des atomes d’hydrogène en billes rouges avec une courte flèche jaune qui relie l’électron en petite bille bleue à chaque noyau d’hydrogène ; au dessus un atome de carbone noté « C+ » est ionisé par un photon jaune.

Nous arrivons devant la réaction H2+ + H2 qui donne au bout des flèches jaunes H3+ + H avec les atomes d’hydrogène en billes rouges.

La publication suivante : The Role of H+ and H3+ Ions in the Degradation of Interstellar Molecules : H3+, the Initiator of Interstellar Chemistry » me guide.
L’ion H3+ est très abondant dans les nuages interstellaires denses et aussi dans ceux plus diffus. Il est produit dans le processus d’ionisation de H2 en H2+ par un électron ou photon, suivi de la réaction H2+ + H2 qui donne H3+ + H, représentée sur l’œuvre.

Nous traversons au nord de l’étoile K2-136 toujours en nous dirigeant à droite et nous arrivons au dessus des deux étoiles AlkalbainV et III. Un photon vert ionise une molécule H2 en billes rouges et cela donne deux photons infrarouges.

Evolution physico-chimique des hydrocarbures aromatiques polycycliques dans les régions de photodissociation : Julien Montillaud :

page 28 : dans les régions de photodissociation (PDR) du milieu interstellaire, le chauffage et la chimie sont déterminés par les photons UV. Ces régions sont à l’origine de la majeure partie des émissions non stellaires infrarouges submillimétriques et millimétriques, cette notion recouvre des environnements aussi variés que le milieu diffus, les nuages translucides et la surface des grains moléculaires.
pages 29 et 30 : dans une PDR dense bien que l’hydrogène soit très majoritairement atomique, la molécule H2 peut contribuer au chauffage du gaz (10 à 30 %). Suite à l’absorption d’un photon UV, la molécule H2 retourne par fluorescence dans son état fondamental vibrationnellement excité. Dans 10 à 15 % des cas, c’est le continuum vibrationnel et elle dissocie ; dans les autres cas si la densité est plus faible, c’est la désexcitation par émission de photons infrarouges qui domine. Sinon la molécule se désexcite collisionnellement, transmettant son énergie interne au gaz. Les mécanismes de formation et de destruction de la molécule H2 contribuent tous les deux au chauffage du gaz.

Continuons à droite : un photon bleu tape contre un électron qui va émettre un photon en coloris orangé ; l’électron sera alors ralenti et sa vitesse V2 sera plus petite que sa vitesse V1 : c’est l’effet Compton inverse, d’après un schéma et explications page 20 du livre : Les couleurs de l’Univers de Yaël Nazé : un électron énergétique peut donner une partie de son énergie à un photon de basse fréquence (radio, infrarouge).

Toujours sur la droite et en haut, nous apercevons à nouveau le rayonnement « free-free » où les électrons frôlent l’atome d’hydrogène en bille rouge, et émettent des photons jaunes. Juste en dessous en redescendant à droite, un autre effet Compton inverse apparaît : un électron entre en collision avec un photon orangé, lui transfère une partie de son énergie, ce qui produit un photon plus énergétique en coloris rose/pourpre, à longueur d’onde plus courte que celle du photon initial. La vitesse V2 de l’électron est donc ralentie et plus petite que la vitesse V1 de l’électron : d’après Agnès Acker page 34 : rayonnement Compton inverse.

Le même processus est représenté plus bas en limite du cercle central marron, juste au dessus du rayonnement « free-free » sur fond marron avec photons jaunes et roses. Plus haut à droite et sur fond bleu, nous voici devant un autre rayonnement « free-free » avec photons jaunes et verts. Il est suivi un peu plus haut à droite du rayonnement « Bound-free » avec électrons en billes bleues reliés par une courte flèche jaune aux atomes d’hydrogène en billes rouges :
d’après Astronomie et Astrophysique Agnès Acker page 34 : quand les électrons sont captés par les ions, on obtient le rayonnement Bound-free ((lié-libre).

Nous redescendons sur la droite autour de l’amas central sur fond marron. De nombreux électrons échangent de l’énergie avec des photons, un atome de carbone en bille grise est ionisé par un photon jaune ; à côté à droite, un atome d’hydrogène H+ est ionisé, il perd son électron au bout de la flèche jaune et émet un photon jaune. Un peu plus bas en redescendant à droite, un autre carbone en bille grise est ionisé par un photon rose/pourpre.
Julien Montillaud page 32 : la photoionisation de l’atome de carbone est la source principale d’électrons libres.

Juste au dessus et à droite nous croisons à nouveau le rayonnement « Bound-free »avec hydrogènes en billes rouges et électrons en billes bleues ; un peu plus haut à droite, un photon jaune « tape » contre une molécule H2 en billes rouges, ce qui produit deux photons infrarouges.

Continuons à descendre à droite autour de l’amas sur fond marron. Un photon vert s’échappe, puis un autre en coloris jaune tape contre un grain de poussière en gris avec H+ en rouge auquel un électron est arraché.

Introduction au milieu interstellaire :
Les grains interstellaires page 7 : l’absorption de photons UV arrache aux grains un électron (effet photoélectrique) qui communique ensuite son énergie au gaz par collisions : ce chauffage photoélectrique domine dans le milieu atomique et moléculaire diffus qui se maintient autour de 100 K° et dans les PDR avec champ UV plus intense.

Continuons à descendre à droite parmi les électrons autour de l’amas central sur fond marron. Un photon jaune arrive sur un atome d’hydrogène en rouge, il tape sur l’électron qui s’élève en flèches arrondies jaunes avant de retomber sur son orbite initiale, en émettant un photon jaune de même longueur d’onde.

Toujours en redescendant nous croisons à nouveau le rayonnement « free-free » en photons jaunes, verts et roses ; d’autres photons en coloris orange ou vert, s’échappent, libres, et au bord de l’œuvre tout à droite, c’est le rayonnement « Bound-free » qui apparaît. Plus bas deux atomes d’hydrogène se rejoignent pour former la molécule H2. Agnès Acker page 295 : si deux atomes H sont fixés sur un grain, une réaction peut se produire à la surface du grain et former la molécule H2 : l’énergie dégagée sera inférieure à 4,5 eV, soit E < 4,5 eV.

Juste dessous et à côté d'un atome de carbone ionisé, un photon "tape" sur un électron qui va donner une partie de son énergie au photon : la longueur d'onde de ce dernier sera donc plus courte et la vitesse V2 de l'électron se trouvera ralentie par rapport à sa vitesse initiale V1. Plus bas, à nouveau la vitesse d'un photon énergétique en coloris rose frappe une molécule H2, produisant deux photons infrarouges de plus basse énergie en coloris orangé. A côté et à droite un peu plus bas une molécule H2 se forme dégageant une énergie inférieure à 13,6 eV, d'après Agnès Acker page 295 : les ions entrant en collision avec les grains peuvent fixer un électron sur un grain qui pourra se décharger en libérant de l'énergie E inférieure à 13,6 eV.

Nous continuons à tourner autour du cercle central marron parmi des électrons et des atomes d'hydrogène ionisés H+. Un photon orange s'échappe, sur les lignes courbes jaunes d'autres photons en coloris jaune, vert et bleu sont émis par des électrons qui frôlent les atomes d'hydrogène en billes rouges. Tout en bas à droite dans l'angle, nous croisons à nouveau le processus "Bound-free" où les atomes d'hydrogène en billes rouges sont toujours reliés à leurs électrons.

Retournons lentement en bas à droite, un atome d'hydrogène est frappé par un électron qui va émettre un photon infrarouge en coloris orangé ; un peu plus bas, c'est un photon énergétique en coloris vert qui ionise un atome de carbone, noté C+, en bille grise. Juste à gauche l'effet photoélectrique est à nouveau représenté autour d'un atome d'hydrogène en bille rouge, avec émission de photons bleus.

Tournons sur la gauche tout en bas de l'œuvre, un photon vert frappe un atome d'hydrogène H en bille rouge produisant une raie à 21 cm :

La raie à 21 cm de l'hydrogène : Agnès Acker page 299 :
Une transition atomique à petite variation d'énergie provoque l'émission d'une raie à longueur d'onde radio. L'hydrogène neutre a un niveau fondamental double, correspondant à un spin du proton différent de celui de l'électron. Si les axes des deux spins sont alignés dans le même sens, l'atome possède un peu plus d'énergie que quand les deux axes pointent dans des sens opposés. Le saut de l'électron entre ces deux sous-niveaux s'accompagne de l'émission d'un photon de très faible énergie correspondant à une fréquence de 1420 MHz. Cette raie fut détectée pour la première fois en 1951.
La transition radiative à 21 cm est très difficile et n'est possible que si le milieu est très dilué. Comme le nombre d'atomes mis en jeu est considérable dans le MIS diffus et ténu, la raie émise est intense. Observée par les radiotélescopes, la raie à 21 cm permet de déceler les nuages d'hydrogène à grande distance dans le plan galactique.

Au dessus et en continuant à tourner à gauche tout en bas de l'œuvre, un photon jaune frappe un électron qui va céder une partie de son énergie au photon ; ce dernier, en coloris bleu, s'échappe avec une longueur d'onde plus courte alors que la vitesse V2 de l'électron se trouve ralentie et donc inférieure à sa vitesse V1.

Continuons en bas vers la gauche, un électron frappe contre un hydrogène en bille rouge, un photon rose est émis, juste dessous apparaît l'ion H2+. Plus à gauche l'ion H+ en bille rouge vient de perdre son électron, un nuage d'électrons libres tourne autour de lui ; puis nous croisons encore le rayonnement "free-free" vers la gauche avec les photons en coloris bleu, jaune et rose, émis par les électrons frôlant les hydrogènes en billes rouges.

Plus haut à gauche un électron frappe un hydrogène qui émet un photon rose, plus bas et vers la gauche c'est au tour d'un photon jaune de taper contre une molécule H2 qui va produire deux photons infrarouges en coloris orangé. Un peu plus haut sur la gauche deux hydrogènes en billes rouges se rejoignent pour former H2, puis chacun d'eux est à nouveau éjecté.

Nous arrivons maintenant toujours en bas de l'œuvre dans l'angle gauche, sous la brillante Aldébaran.

Extrait de la publication : Le Milieu Interstellaire :

La perte de masse : les étoiles jeunes, les étoiles chaudes de type OB et les étoiles en fin de vie, les géantes rouges comme c'est le cas d'Aldébaran, ont une perte de masse intense qui balaye et sculpte le MIS ambiant via des ondes de chocs, sur des échelles atteignant plusieurs pc. Il se creuse ainsi dans le milieu ambiant des cavités en expansion remplies par les éjectas stellaires plus diffus, qui peuvent finir par occuper une large fraction de volume du nuage. Sous l'effet de cette expansion, une partie du nuage parent peut atteindre la vitesse de libération et se trouver expulsé dans la phase diffuse.

Aldébaran : les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type "S" (slow process de capture de neutrons) et la plupart des étoiles carbonées. Ces étoiles "froides" et lumineuses sont souvent instables et elles pulsent sur des périodes de l'ordre de l'année. Leur atmosphère est étendue, les particules formées et composées de matériau carboné, sont soumises à la pression du champ de rayonnement de l'étoile et se trouvent expulsées vers l'extérieur. Ces étoiles en phase de perte de masse sont parmi les plus importants contributeurs à ce renouvellement du Milieu Interstellaire, tout particulièrement en matière carbonée.

Sur l'œuvre à gauche sous Aldébaran, une molécule H2 et l'ion H2+ se rejoignent au bout des flèches jaunes pour former H3+ et H. Juste dessous, H3 va s'associer au carbone noté "C" et représenté en bille grise, pour donner au bout des flèches jaunes CH2 + H.

J'ai représenté, toujours en bas de l'œuvre dans l'angle gauche, de nombreux atomes de carbone symbolisés en billes grises, ils ont été expulsés par la géante rouge, principalement C12 et C13.

Notre promenade autour de l'Amas des Hyades s'achève, nous avons découvert ses principales étoiles, les galaxies, nébuleuses et objets de Herbig-Haro aperçus au loin et nous avons ensuite observé les différents types de rayonnement dans le milieu interstellaire environnant.

J'espère vous conduire dans de futures œuvres autour d'autres amas stellaires et des merveilles qu'ils contiennent !