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Le nuage de Kutner, Barnard 18 ou encore le nuage moléculaire 2 du Taureau est un nuage moléculaire situé dans la constellation du Taureau. Ce nuage a été découvert par Edward Emerson Barnard en 1927 dans le cadre la construction d'un atlas céleste de régions sombres de la Voie Lactée[1]. Il tire son nom de Marc L. Kutner, un astronome qui le premier détermina l'appartenance de Barnard 18 au nuage moléculaire d'Orion[2]. D'après une mesure de Kenyon et al. (1994), le nuage se situe à environ 140 ± 10 pc (∼457 al) de la Terre[3].

Avec le nuage moléculaire 1 du Taureau, il est un des nuages individuels du complexe Taureau-Cocher, une formation en groupes d'étoiles[4]. Il est également l'une des plus proche région de formation d'étoiles de faible masse, loin de toute association OB[5].

Propriétés[modifier | modifier le code]

Une imagerie infrarouge faite avec le télescope spatial Herschel révèle que le nuage a une température située entre 12,5 et 20 K. Herschel montre également que le nuage est fait de gros grains de poussière froid qui représente la majorité de la poussière, ainsi que des très petits grains qui sont portés à plus haute température par friction avec le reste de la poussière environnante[5]. Une étude datant d'octobre 1987 suggère que le nuage a une morphologie aplatie et que celle-ci s'enroule dans un axe parallèle au champ magnétique de la région. Cela induit que la poussière dans le nuage est inhibée par les pressions magnétiques[6]. Cependant, l'origine du magnétisme dans ces régions (dit galactique) reste un mystère[7].

Le nuage de Kutner contient plusieurs régions de formation d'étoiles. Celles-ci sont situées dans des régions nommées noyaux (comme le nuage de Heiles), des zones très denses en poussière. La population dominante de Barnard 18 est donc faite de jeunes objets stellaires de très basse luminosité et de très faible masse. Un relevé spectroscopique du télescope infrarouge du Royaume-Uni a montré que ces objets de faible masse étaient également très froid (température effective d'environ 4 000 K⁠) et que leurs âges ne dépassent pas les 107 ans[8]. Une étude récente d'août 2010 estime que la masse du nuage de Kutner est d'environ 1,5 x 104 M☉ et qu'il est principalement composé de monoxyde de carbone et de dihydrogène[9].

Champ magnétique[modifier | modifier le code]

Une des propriétés les plus importantes du nuage de Kutner est son champ magnétique interstellaire. Celui-ci est détecté à partir de mesures de polarisation causée par la région sur des étoiles d'arrière plan. Le champ magnétique des nuages moléculaires a tendance à modeler la morphologie du nuage car la poussière contenue dans Barnard 18 s'enroule autour des lignes du champ (Ces régions étant régie par les pressions magnétiques)[6],[10]. Cela implique donc que le champ magnétique a joué un rôle important dans l'évolution de ces régions[6].

Bulle de gaz[modifier | modifier le code]

La richesse en poussière du nuage de Kutner fait que la formation d'étoiles est un phénomène commun dans la région. La formation d'étoiles peut produire des bulles et des écoulements, à la suite d'une rétroaction stellaire, lorsque les jeunes objets stellaires éjectent de la matière via leur vents stellaires. Les écoulements et les bulles injectent de l'énergie dans le milieu interstellaire environnant, et sont donc détectable par radiotélescope. Récemment, en février 2023, une bulle a été détecté dans le centre de Barnard 18. Celle-ci se situe proche d'un objet de Herbig-Haro désigné HH 319 et y est donc probablement lié. Cette bulle a une énergie cinétique de 5,8 × 1043 erg et mesure environ 0,077 pc (∼0,251 al) de diamètre. Son âge est mesuré à environ 70 000 ans.

Il s'agit d'une nouvelle structure inhabituelle trouvée dans les régions de formation d'étoiles de masse faible et intermédiaire. Seule une bulle dans créée par l'étoile V380 Ori, a une structure similaire. Leurs structures internes favorisent que les bulles et les nuages moléculaires (comme le nuage de Kutner) sont modelés par le vent stellaire des étoiles T Tauri[11].

Nuage dans la vague de Radcliffe[modifier | modifier le code]

Vague de Radcliffe dans la Voie lactée. Pour les images détaillées en 3D, voir le site Surf The Radcliffe Wave de l'université Harvard [1].

Les chercheurs considéraient que ce nuage moléculaire serait situé dans la ceinture de Gould, une ceinture d'étoile situées dans la Voie Lactée. Or, une équipe de l'université Harvard auprès du Radcliffe Institute for Advanced Study identifia, au lieu de cette dernière, une immense structure. Celle-ci fut nommée vague de Radcliffe (en anglais, « Radcliffe wave ») en raison de sa forme. Cette structure, qui se situe dans un bras spiral de la Voie lactée, a un diamètre de 8 800 années-lumière[12],[13].

Le nuage moléculaire du Taureau se trouve près du bras d'Orion (en jaune et proche du Soleil). Il s'agit d'une partie de la vaste vague de Radcliffe, récemment découverte. Plus précisément, c'est le bout d'une grande bulle, issue des supernovæ.

D'ailleurs, cette étude de l'université Harvard (2020) permit, avec certitude, de déterminer la distance du nuage. Cette dernière varie entre 120 et 160 parsec (centrée autour de 140 ± 10 pc (∼457 al)[3]), car le nuage possède une dimension assez grande[11].

À la suite de cette étude, qui s'illustre de sa précision de distance et de la technique en 3D, l'origine de ce nuage aussi fut identifiée en 2021. Une équipe du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics découvrit, à nouveau grâce à leur technique en 3D, que le nuage moléculaire du Taureau est une partie d'une région plus grande, baptisée « Perseus-Taurus Shell » (enveloppe Persée-Taureau). Il s'agit d'une immense bulle de poussière interstellaire, et formée par l'explosion de plusieurs supernovæ il y a 22 millions années[14],[15],[16].

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Edward Emerson Barnard, Edwin Brant Frost et Mary R. Calvert, A Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way, (lire en ligne)
  2. ↑ M. L. Kutner, N. J., II Evans et K. D. Tucker, « A dense molecular cloud in the OMC-1/OMC-2 region. », The Astrophysical Journal, vol. 209,‎ , p. 452–461 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/154739, lire en ligne, consulté le )
  3. ↑ a et b S. J. Kenyon, D. Dobrzycka et L. Hartmann, « A New Optical Extinction Law and Distance Estimate for the Taurus-Auriga Molecular Cloud », The Astronomical Journal, vol. 108,‎ , p. 1872 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1086/117200, lire en ligne, consulté le )
  4. ↑ (en) « Taurus-Auriga Complex », sur Astrophysics
  5. ↑ a et b C. del Burgo et R. J. Laureijs, « New insights into the dust properties of the Taurus molecular cloud TMC-2 and its surroundings », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 360,‎ , p. 901–914 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.09044.x, lire en ligne, consulté le )
  6. ↑ a b et c Mark H. Heyer, Frederick J. Vrba, Ronald L. Snell et F. P. Schloerb, « The Magnetic Evolution of the Taurus Molecular Clouds. I. Large-Scale Properties », The Astrophysical Journal, vol. 321,‎ , p. 855 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/165678, lire en ligne, consulté le )
  7. ↑ (en) Rainer Beck, « Galactic magnetic fields », Scholarpedia, vol. 2, no 8,‎ , p. 2411 (ISSN 1941-6016, DOI 10.4249/scholarpedia.2411, lire en ligne, consulté le )
  8. ↑ Yoichi Itoh, Motohide Tamura et Alan T. Tokunaga, « Near-Infrared Spectroscopy of Very Low-Luminosity Young Stellar Objects in the Taurus Molecular Cloud », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 54,‎ , p. 561–574 (ISSN 0004-6264, DOI 10.1093/pasj/54.4.561, lire en ligne, consulté le )
  9. ↑ Jorge L. Pineda, Paul F. Goldsmith, Nicholas Chapman et Ronald L. Snell, « The Relation Between Gas and Dust in the Taurus Molecular Cloud », The Astrophysical Journal, vol. 721,‎ , p. 686–708 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1088/0004-637X/721/1/686, lire en ligne, consulté le )
  10. ↑ Mark H. Heyer, « The Magnetic Evolution of the Taurus Molecular Clouds. II. A Reduced Role of the Magnetic Field in Dense Core Regions », The Astrophysical Journal, vol. 324,‎ , p. 311 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/165896, lire en ligne, consulté le )
  11. ↑ a et b Yan Duan, Di Li, Paul F. Goldsmith et Laurent Pagani, « Discovery of a New Molecular Bubble–Outflow Structure in the Taurus B18 Cloud », The Astrophysical Journal, vol. 943, no 2,‎ , p. 182 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/aca805, lire en ligne, consulté le )
  12. ↑ Cosmic Pursuits (Brian Ventrudo), The Taurus Molecular Clous, le 25 janvier 2021 (en)[2] consulté le 11 janvier 2023
  13. ↑ Trust My Science, Une mystérieuse « vague » de gaz formant des étoiles pourrait être la plus grande structure de la galaxie, le 8 janvier 2020 [3]
  14. ↑ (en) Shmuel Bialy et al., « The Per-Tau Shell : A Giant Star-forming Spherical Shell Revealed by 3D Dust Observations », The Astrophysical Journal Letters, vol. 919,‎ (lire en ligne)
  15. ↑ (en) Keith Cooper, « Superbubble region of star formation was created by supernovae, study suggests », Physics World,‎ (lire en ligne)
  16. ↑ (en) Michael Irving, « Astronomers discover where a cosmic cataclysm blew a huge hole in space », New Atlas,‎ (lire en ligne)
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