La nébuleuse d'Orion

La nébuleuse d'orion est située dans la célèbre constellation d'Orion, le Chasseur, l'une des rares dont la forme correspond à sa désignation. La tache floue sous les trois étoiles qui forment la ceinture d'Orion est la nébuleuse d'Orion (l'Epée d'Orion). Située à seulemnt 1500 années-lumière, la nébuleuse d'Orion est l'une des régions de formation d'étoiles les plus proches et par conséquent les plus spectaculaire. Sur cette photo, on distingue un grand nombre d'étoiles au début de leur vie.

Offrant l'un des plus impressionnants spectacles qui soit, ce nuage lumineux et irrégulier dévoilera la richesse de ses détails au fur et à mesure que vous augmenterez l'ouverture de votre instrument. Il fut pour la première fois repéré au télescope en 1611 par l'astronome italien Nicholas Peiresc. M42 est une nébuleuse lumineuse visible à l'oeil nu dans un ciel parfaitement noir qui forme une tache floue au centre de l'épée d'Orion. D'un diamètre d'une trentaine d'années-lumière, elle serait distante de quelques 1600 à 1900 années-lumière de la Terre. Enfin, elle possède des douzaines de variables. Si les vibrantes couleurs rouges de la nébuleuse apparaissent remarquablement sur les clichés, elles sont en revanche trop faibles pour être perçues dans un télescope. Certains amateurs cependant, ont rapporté avoir décelé une légère teinte vert pâle en recourant à une ouverture de 200 mm.

L'étude spectroscopique du nuage a mis en évidence son aspect urbulent et montré que le gaz s'y déplaçait en différentes directions, se condensant par endroit pour former de nouvelles étoiles.

M42 est considéré comme l'un des plus beaux objets du ciel avec ses volutes tournoyantes de gaz et sans doute est-ce un spectacle que vous ne vous lasserez pas d'admirer.

Les nébuleuses contiennent souvent assez de gaz pour fabriquer des millions d'étoiles de la taille de notre Soleil, mais tout ce gaz ne donne pas systématiquement des étoiles. Au début, les endroits où vont naître des étoiles ne sont que des régions du nuage légèrement plus denses que les autres. Comme elles sont plus denses, elles attirent les gaz proches par attraction gravitationnelle. A mesure que ces proto-étoiles croissent, la température et la pression en leur centre augmente. Quand la température au centre atteint 10 millions de degrés ou plus, la fusion nucléaire peut commencer. En dessous de cette température, les atomes d'hydrogène "rebondissent" les uns contre les autres quand ils entrent en collision. Mais, lorsque cette température est atteinte ou dépassée, certains atomes fusionnent et dégagent alors de l'énergie. Cette énergie est celle de la fameuse équation d'Einstein: E=mC². En fusionnant, les atomes perdent une partie de leur masse qui se transforme en énergie. Au coeur des étoiles jeunes, quatre atomes d'hydrogène s'unissent pour former un atome d'hélium. L'énergie ainsi obtenue est dégagée sous forme de lumière, qui rend l'étoile lumineuse. Toute proto-étoile qui atteint 1/10 de la taille du Soleil, ou plus, a une température suffisante pour que la fusion nucléaire commence.

Certaines nébuleuses n'ont pas, en leur sein, de régions de formation d'étoiles. Mais d'autres, comme la nébuleuse d'Orion, sont des viviers de jeunes étoiles. Ce cocon d'étoiles est apparu dans Orion il y a 300000 années, un événement tout à fait récent d'un point de vue astronomique. Si la nébuleuse est lumineuse, c'est à cause des étoiles qu'elle contient. En brillant, les étoiles envoient une quantité considérable de lumière dans l'espace. Une partie de cette lumière frappe les atomes de gaz de la nébuleuse. Dans de bonnes conditions, ce gaz peut absorber puis en réémettre une fraction. La fréquence de la lumière réémise nous permet de savoir quel atome l'a produite.