La nébuleuse de la tarentule ne devrait pas former d’étoiles. Que se passe-t-il?

La nébuleuse de la Tarentule est une région de formation d’étoiles dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). La tarentule est à environ 160 000 années-lumière et est très lumineuse pour un objet non stellaire. C’est la région de formation d’étoiles la plus brillante et la plus grande de tout le groupe local de galaxies.

Mais ça ne devrait pas être le cas.

La nébuleuse de la Tarentule, également appelée 30 Doradus, est dominée par un amas massif d’étoiles en son centre appelé R136. Les étoiles sont à la fois jeunes et massives, et lorsqu’un nombre suffisant d’entre elles sont concentrées dans une zone, cela s’appelle une région d’éclatement d’étoiles. R136 se qualifie pour cette distinction. Les étoiles de R136 sont si serrées que dans l’échelle de distance entre notre soleil et son voisin le plus proche, Proxima Centauri, il y a des dizaines de milliers d’étoiles.

De jeunes étoiles massives consomment leur carburant hydrogène à un rythme féroce et produisent d’énormes quantités d’énergie. Cette énergie façonne la nébuleuse de la tarentule. Il a créé des bulles en expansion dans le gaz, dont l’une est visible dans l’image JWST ci-dessous, en haut et à gauche de l’amas central, R136. R136 est responsable d’un groupe de ces bulles.

Mais il y a beaucoup d’étrangeté au centre de la nébuleuse de la Tarentule. Tout le rayonnement stellaire de toutes ces étoiles intensément énergétiques devrait pressuriser le gaz au centre. Mais ce n’est pas. Et la masse de la zone centrale est plus faible que prévu. Pour que la zone soit aussi stable qu’elle l’est, elle devrait être plus massive. Que se passe-t-il?

Dans un nouvel article publié dans Le Journal Astrophysique, les chercheurs expliquent ce qui se passe. L’article s’intitule « Observations SOFIA de 30 Doradus. II. Champs magnétiques et cinématique des gaz à grande échelle ». L’auteur principal est Le Ngoc Tram de l’Institut Max Planck de radioastronomie.

SOFIA est l’Observatoire Stratosphérique d’Astronomie Infrarouge. La mission est maintenant terminée, mais c’était un Boeing 747 converti avec un grand télescope infrarouge installé à l’intérieur. SOFIA a effectué des missions nocturnes où il a observé différents phénomènes dans le ciel nocturne dans l’infrarouge. Les observations infrarouges sont difficiles depuis la surface de la Terre, et beaucoup plus efficaces depuis l’espace où il n’y a pas d’atmosphère intermédiaire. SOFIA était un moyen efficace de dépasser la majeure partie de l’atmosphère terrestre sans les dépenses et les complications liées au lancement d’un télescope spatial.

SOFIA a pris sa retraite en septembre 2022 et était une mission conjointe entre la NASA et le Centre aérospatial allemand (DLR : Deutsches Zentrum für Luft.) Cet article est basé sur des observations recueillies auparavant.

Les astronomes ont utilisé la caméra large bande aéroportée haute résolution Plus (HAWC+) de SOFIA pour étudier l’interaction entre les champs magnétiques et la gravité dans 30 Doradus. Les observations montrent que les champs magnétiques de la nébuleuse de la Tarentule sont responsables du maintien de la cohésion de la région.

« L’ensemble du 30 Dor est une région complexe de formation d’étoiles, qui montre clairement une structure de noyau-halo, dans laquelle il y a plusieurs structures de coquilles en expansion à l’échelle du parsec dans la région extérieure et un nuage dans la région intérieure », indique le document. . Le vent stellaire de toutes les étoiles massives, ainsi que les supernovae, sont responsables de ces bulles.

Le cœur de l’étrangeté de 30 Doradus est sa turbulence. Les puissants vents stellaires des étoiles massives, combinés à l’énergie des explosions de supernova, poussent le gaz dans la région environnante. Ce devrait être le chaos, le gaz étant dispersé et ralentissant la formation d’étoiles. Puisque cela ne se produit pas, les scientifiques veulent savoir pourquoi.

Pour le savoir, les chercheurs de ce travail ont cartographié les champs magnétiques, appelés champs B en astronomie.

30 Doradus est bien trop éloignée pour que les astronomes mesurent directement ses champs magnétiques. Mais SOFIA est un observatoire infrarouge, les chercheurs ont donc observé la région dans trois bandes d’ondes infrarouges lointaines : 89, 154 et 214 μm. Ensemble, ils ont créé un portrait polarimétrique du gaz dans la région. Ils ont également utilisé des observations CII, appelées raie interdite du carbone ionisé, qui est à 158 μm et montre des détails fins.

L’équipe a utilisé leurs observations et les travaux d’autres chercheurs étudiant 30 Doradus. Ils ont cartographié les champs magnétiques et les vitesses de gaz dans la région pour avoir un aperçu plus clair de 30 Doradus. Les champs magnétiques sont déduits des gradients de vitesse (VG.)

Leur objectif spécifique ? « Avec une distance de ≃50 kpc de la Terre, il est suffisamment proche pour obtenir des résolutions à l’échelle du parsec pour étudier l’impact de la rétroaction et de la turbulence sur le nuage moléculaire environnant », écrivent les auteurs.

L’équipe a également utilisé ses données pour tracer des diagrammes PV (position-vitesse) et nous donner un bon aperçu de certaines des caractéristiques de la région. Les diagrammes PV montrent la position de plusieurs gradients de vitesse différents (VG) dans le gaz. Chaque gradient de vitesse montre l’emplacement d’une bulle en expansion dans 30 gaz de Doradus.

« Ces diagrammes PV confirment qu’il existe plusieurs VG organisés dans la région. Ces gradients couvrent un intervalle de vitesse de 5 à 15 km s-1 dans la plupart des diagrammes PV et se présentent sous la forme de courbes/caractéristiques semi-elliptiques qui ont été associées à coquilles en expansion », écrivent les auteurs.

L’essentiel de ce travail se présente sous la forme d’une question : « Comment pouvons-nous expliquer les formations d’étoiles en cours dans les champs B forts ? » demandent les auteurs.

« Nous soupçonnons que les champs B jouent ici un rôle crucial dans le maintien de l’intégrité du cloud », écrivent les auteurs dans leur article. « La morphologie du champ B s’oriente perpendiculairement à la direction du rayonnement afin que la pression magnétique puisse résister à la pression provenant de cette direction », expliquent-ils. Le rayonnement est l’énergie provenant des jeunes étoiles énergétiques.

Cela dépend de leur force. Ils sont assez puissants pour réguler le flux de gaz dans la région et maintenir l’ensemble de la structure malgré les vents stellaires combinés de toutes les jeunes étoiles. Ils sont également plus forts que la gravité qui essaie de réduire les nuages ​​​​de gaz en encore plus d’étoiles.

Mais la force de ces champs varie. Dans certaines régions, ils sont plus faibles, ce qui permet au gaz de se déplacer et de former des bulles en expansion. Le gaz est continuellement canalisé dans ces bulles, et à l’intérieur de celles-ci, le gaz est suffisamment dense pour former des étoiles.

Évidemment, 30 Doradus est une région complexe. Avec une région d’étoiles, de puissants champs magnétiques, du gaz surchauffé et des bulles de gaz, la région est comme un leurre pour les astronomes. « L’ensemble du 30 Dor est une région complexe de formation d’étoiles, qui montre clairement une structure de noyau-halo, dans laquelle il y a plusieurs structures de coquilles en expansion à l’échelle du parsec dans la région extérieure et un nuage dans la région intérieure », expliquent les auteurs. .

Cette recherche aide à expliquer tout ce qui se passe dans la partie de 30 Dor couverte par cette étude et le rôle que jouent les champs magnétiques. En ce qui concerne la façon dont ces puissants champs magnétiques façonnent toute la nébuleuse, des recherches supplémentaires sont nécessaires pour le comprendre. « Nous soutenons que de futures observations polarimétriques couvrant une vaste zone dans 30 Dor seront nécessaires pour mieux comprendre le rôle des champs B dans l’évolution cinématique de l’ensemble de la région 30 Dor », écrivent les auteurs.

Ce qu’il reste à établir, c’est le rôle que jouent les champs magnétiques du Grand Nuage de Magellan. Pour comprendre cela, disent les auteurs, il faudra des observations d’ondes radio. Les astronomes ont déjà recueilli quelques observations du LMC en ondes radio avec le Parkes Radio Telescope et l’Australia Telescope Compact Array. Ces observations ont montré que les champs magnétiques du LMC sont en partie façonnés par ses interactions de marée avec le petit nuage de Magellan.

Mais ces observations n’étaient pas assez fines pour révéler le lien entre le LMC et 30 Doradus.

« Plus de sensibilité et de résolution des observations polarimétriques aux longueurs d’onde radio sont nécessaires pour mieux comprendre le lien entre l’échelle galactique et les champs B à l’échelle des nuages », concluent les auteurs.