À propos de cette image
Cette quatrième perspective de la nébuleuse de la Tête de Singe (NGC 2174) présente une région où l'interaction entre le rayonnement stellaire et le gaz moléculaire froid crée une composition visuelle particulièrement frappante. Des nœuds denses et des filaments de poussière sont rétro-éclairés par l'émission lumineuse de gaz ionisé, créant un effet clair-obscur rappelant une peinture de la Renaissance rendue sur une toile cosmique. Les structures visibles ici vont de piliers massifs s'étendant sur des années-lumière de long à de minuscules globules compacts à peine résolubles même avec l'optique de Hubble. Chacune de ces structures raconte l'histoire de la bataille en cours entre la gravité, qui cherche à comprimer le gaz en étoiles, et la pression de rayonnement et le chauffage, qui contribuent à disperser et à détruire la matière moléculaire. Dans les régions où la densité est suffisamment élevée, la gravité l’emporte et de nouvelles étoiles se forment ; là où le gaz est trop diffus, le rayonnement l’ionise et le disperse rapidement. Cet équilibre, qui s’exerce sur d’innombrables structures individuelles, détermine l’efficacité globale de la formation d’étoiles de la nébuleuse – la fraction de gaz disponible qui devient finalement des étoiles.
Importance scientifique
Cette mosaïque de la nébuleuse de la Tête de Singe contribue à une carte complète de l'ensemble du complexe de formation d'étoiles, permettant aux astronomes d'étudier comment l'efficacité de la formation d'étoiles varie selon différents environnements au sein d'une même nébuleuse. L'analyse statistique de la population stellaire incorporée révélée par les observations infrarouges montre une corrélation entre la densité locale de la colonne de gaz et le nombre de jeunes étoiles, confortant la prédiction théorique selon laquelle le taux de formation d'étoiles augmente avec la densité du gaz élevée à une puissance d'environ 1,5 — une relation connue sous le nom de loi de Kennicutt-Schmidt. Tester cette loi à l’échelle de nuages moléculaires individuels, plutôt qu’à l’échelle de galaxies entières, est essentiel pour comprendre les processus physiques qui la régissent. Les observations de la nébuleuse de la Tête de Singe contribuent également à notre compréhension de la fonction de masse initiale (IMF), qui décrit le nombre relatif d'étoiles de masse élevée et de faible masse formées au cours d'un seul épisode de formation d'étoiles.
Détails d'observation
Cette image a été obtenue avec la caméra à grand champ 3 (WFC3) de Hubble en utilisant des filtres infrarouges dans le cadre d'une mosaïque multipoints conçue pour couvrir toute l'étendue de la région active de formation d'étoiles au sein de NGC 2174. Le détecteur de pixels 1024 × 1024 du canal infrarouge WFC3 a fourni un champ de vision d'environ 2,3 minutes d'arc par pointage, nécessitant plusieurs tuiles superposées pour cartographier la nébuleuse. Des procédures standard de réduction infrarouge, notamment la soustraction sombre, le champ plat et la suppression du fond de ciel, ont été appliquées, et les pointages individuels ont été combinés en une mosaïque transparente à l'aide de la suite logicielle DrizzlePac.
Position dans l'univers
Constellation
Orion
Distance depuis la Terre
6 400 années-lumière
Faits intéressants
- 1
La masse totale de gaz dans la nébuleuse de la Tête de Singe est estimée à plusieurs milliers de masses solaires, mais seul un petit pourcentage – peut-être 5 à 10 % – formera réellement des étoiles avant que le reste ne soit dispersé par la rétroaction stellaire.
- 2
La vue infrarouge révèle que bon nombre des « vides » apparemment sombres dans les images en lumière visible sont en réalité remplis de poussière chaude et de protoétoiles incrustées, invisibles à l'œil humain.
- 3
NGC 2174 a été découverte par l'astronome français Jean Marie Stephan en 1877, mais sa nature de nébuleuse formant des étoiles n'a été comprise qu'avec le développement de la spectroscopie des décennies plus tard.
Crédit image : NASA, ESA, télescope spatial Hubble
