Complexe des nébuleuses du Cœur et de l'Âme

Le complexe est situé en direction de l'une des parties les plus septentrionales de la Voie lactée, très profondément dans l'hémisphère nord, dans la constellation de Cassiopée. Les deux principaux nuages ne sont pas observables à l’œil nu ou à l’aide de jumelles. Pour pouvoir les identifier optiquement, il faut des instruments avec des grossissements supérieurs à 100 et un ciel très dégagé et sombre. Un filtre UHC permet un plus grand contraste, ce qui peut également révéler les structures filamentaires hébergées dans les deux nébuleuses. Leur position est à environ 5° au nord du célèbre double amas de Persée^[2].

Étant à une déclinaison très septentrionale, autour de 61ºN, les nébuleuses semblent circumpolaires depuis une grande partie de l'hémisphère nord. La constellation de Cassiopée est l'une des figures les plus classiques des soirées d'automne nordiques et apparaît à son zénith au Canada, en Europe du Nord et en Russie. Depuis l'hémisphère sud, cependant, la vision est très mauvaise et pour la plupart de ses régions, elle reste toujours en dessous de l'horizon, ne se montrant jamais^[2],[3].

Le complexe de nébuleuses est situé dans le bras de Persée, sa grande distance signifie donc que même ses étoiles les plus brillantes ne peuvent être observées qu'avec des jumelles puissantes ou un petit télescope. Un grand nombre d'étoiles à partir de la dixième magnitude sont associées au complexe, ainsi que quelques amas ouverts composés principalement d'étoiles bleues chaudes, très jeunes^[1].

En raison de la précession des équinoxes, les coordonnées célestes des étoiles et des constellations peuvent varier considérablement, en fonction de leur distance par rapport aux pôles nord et sud de l'écliptique^[5],[6].

Le tronçon de la Voie lactée dans la partie orientale de la constellation de Cassiopée est situé à environ 2 heures d'ascension droite, ce qui équivaut au point où l'écliptique, après avoir intersecté l'équateur céleste (équinoxe), continue vers le nord. L'intersection de 18 h avec l'écliptique correspond au solstice du 22 décembre, celle de 6 h avec le solstice du 21 juin.

Dans cette phase précessionnelle, le complexe de Cassiopée tend à adopter des déclinaisons de plus en plus septentrionales^[7]. Lorsque, dans environ 4 000 ans, le complexe sera à 6 h d'ascension droite, il atteindra son point le plus septentrional : à cette occasion, il sera, comme on peut le voir sur l'image ci-contre, au point le plus proche du pôle céleste nord, puisque ce dernier sera en direction de la constellation voisine de Céphée.

Dans le complexe, 34 sources IRAS ont été découvertes, qui ont une contrepartie dans l’infrarouge lointain. 11 d'entre elles sont situées jusqu'à une distance d'environ 100 pc (∼326 al) du complexe et ont une masse moyenne relativement faible d'environ 130 M_☉. Trois de ces nuages sont associés à des étoiles de classe O ou B, tandis que les huit autres forment un amas d'étoiles. Il existe également 19 amas d’étoiles connus, contenant environ 1 600 étoiles au total avec des magnitudes comprises entre 11,5 et 17,5. Parmi ces amas, il y en a cinq particulièrement riches, qui contiennent à eux seuls environ la moitié de la population stellaire détectée^[8].

Le complexe W3, également catalogué sous le nom de NGC 896, est le complexe le plus petit et le plus occidental du système. Il s'agit d'un complexe nébuleux composé de différentes sections, cataloguées comme W3 North, W3 Main et W3(OH), dont la masse, total des masses additionnées, équivaut à environ 70 000 M_☉. W3 North comprend la section la plus au nord du nuage, W3 Main coïncide avec la partie la plus brillante située à l'ouest et W3(OH) est la région sombre située juste au sud-est de W3 Main. L'ensemble du complexe a une forme de coquille, à l'intérieur de laquelle se trouvent les nuages NGC 896 et IC 1795, qui émettent de la lumière visible^[1].

NGC 896 est l'un des amas nébuleux les plus brillants, situé dans le secteur ouest du complexe, mais il ne présente pas de concentrations d'étoiles bien définies. IC 1795, au contraire, est entouré sur ses côtés nord et sud par des associations de jeunes étoiles, appartenant respectivement aux secteurs W3 Main et W3(OH). L'étoile centrale dominante d'IC 1795 est une naine bleue de la séquence principale, cataloguée BD +61° 411, avec une magnitude apparente de 10,28 et une classe spectrale O6,5V^[9]. Trois autres étoiles de classe O et B ont également été identifiées. Leur âge, calculé à travers des modèles d'évolution stellaire après avoir déterminé leur position dans le diagramme HR, est compris entre 3 et 5 millions d'années, un âge intermédiaire entre les 6 à 20 millions d'années de la structure en coquille enfermant le complexe et l'âge des étoiles les plus jeunes encore enveloppées dans la nébulosité des régions compactes W3 North, Main et (OH), qui est d'1 million d'années^[10].

La complexe principal W3, en particulier, est l’un des sites les plus étudiés où se produit la formation d’étoiles massives, après le nuage d’Orion. C'est l'une des zones les plus denses et les plus riches en régions HII dans un rayon de 2 000 parsecs du soleil, qui abrite et cache une jeune association d'étoiles bleues, qui ionisent les nuages de gaz résiduels avec leur rayonnement. Plusieurs régions distinctes peuvent être distinguées, toutes étiquetées avec des lettres latines majuscules : W3H, W3J et W3K sont des régions dispersées, W3A, W3B et W3D sont des régions compactes, et W3C, W3E, W3F et W3G sont des régions ultracompactes. À cela s'ajoutent huit régions hypercompactes, avec un diamètre réel d'environ 0,01 pc (∼0,032 6 al), visuellement équivalent à moins d'une seconde d'arc^[11]. Les images prises à différentes longueurs d'onde, telles que le visible, Hα et d'autres longueurs d'onde, montrent la présence d'un jet d'émission provenant de W3 Main qui semble émerger du nuage moléculaire qui l'entoure^[12]. Les étoiles passionnantes de ces régions mineures ont été en grande partie identifiées grâce à des observations réalisées à différentes longueurs d'onde, y compris les ondes radio : ce sont des étoiles de classe O.

Le complexe W4, également connu sous le nom de nébuleuse du Cœur (IC 1805) en raison de sa forme à deux lobes, possède également une structure en forme de coquille et est la plus grande des trois nébuleuses principales du complexe. En son centre se trouve l'amas ouvert Melotte 15. IC 1805 constitue la partie centrale de la grande association OB Cassiopeiae OB6. Les étoiles les plus brillantes de l'amas sont des naines bleues, dont 24 ont une masse supérieure à 10 M_☉, avec des âges compris entre 1 et 3 millions d'années. Parmi ces étoiles bleues, il y en a 9 de classe spectrale O, enfermées dans un rayon d'environ 10 pc (∼32,6 al), tandis que le rayon total de l'amas ouvert est d'environ 18 pc (∼58,7 al)^[13]. Parmi ces étoiles de classe O, les études de vitesse radiale et de fonction gaussienne ont révélé que 6 sont des étoiles doubles. Parmi celles-ci, il y en a une, HD 15558, qui semble être une étoile triple^[14].

Plusieurs épisodes de formation d’étoiles sont actifs à proximité de la nébuleuse. Grâce aux images obtenues par Hα, une superbulle en expansion formée d'hydrogène ionisé avec une extension d'environ 1 200 pc (∼3 910 al) et émergeant du plan galactique a été découverte. Son âge, d'environ 10 à 20 Ma, est un indicateur du fait qu'elle est née à la suite de l'action du vent stellaire d'une première génération d'étoiles massives^[15]. De cette région émergent plus de 30 nuages moléculaires et globules dispersés dans l'espace environnant, comme on le voit ci-dessus, dont la présence suggère qu'un nuage moléculaire géant a existé autrefois dans la région, puis s'est dissous en raison d'un épisode initial intense de formation d'étoiles^[8].

Le complexe W5, également connu sous le nom de nébuleuse de l'Âme en raison de son apparence, apparaît en lumière visible comme un nuage physiquement séparé du complexe W3-W4. Il a une forme allongée dans la direction est-ouest et contient en son sein l'association OB catalogué comme IC 1848. Le nuage, qui a structurellement une forme de coquille comme les précédents, peut être divisé en deux sections, indiquées comme W5-E et W5-W, respectivement étendues sur 35 et 52 parsecs. W5-E est la partie orientale et contient une étoile de classe O7V (une naine bleue très chaude), BD+59°0578, dont le vent stellaire semble être suffisamment puissant pour ioniser toute la région dans laquelle elle se trouve. W5-W, la partie occidentale, contient quatre étoiles de classe O, mais il pourrait également y en avoir d'autres dans la partie orientale de la région, non observables car complètement cachées par les nuages denses^[16]. Au moins deux de ces étoiles sont en fait des systèmes stellaires : BD+59°553 est une étoile triple, tandis que BD+59°552 est un système stellaire quadruple^[17]. Le point d'intersection entre les deux parties du système est étiqueté IC 1871.

La distribution des jeunes objets stellaires est concentrée en particulier à environ 5 pc (∼16,3 al) à l'intérieur du bord de la couche de gaz ionisé. L'échelle de temps d'environ 0,5 à 1 million d'années, dérivée de l'interaction entre la région HII en expansion et les amas dans lesquels se trouvent les jeunes objets stellaires, suggère que c'est l'expansion de la région de gaz ionisé elle-même qui a favorisé la formation de nouvelles étoiles^[16].

Le complexe W3 abrite les phénomènes de formation d'étoiles connus les plus importants, qui ont probablement été induits par un front d'ionisation provenant de la région adjacente de la nébuleuse du Cœur (complexe W4). Selon cette théorie, le premier site de formation d'étoiles dans W3 aurait été dans W3 Main, ce qui aurait à son tour déclenché la formation dans W3(OH) et W3 North^[8],[18]. Selon d’autres théories, il n’y aurait cependant pas de relations de cause à effet entre les phénomènes de formation observés^[8].

En 2005, on a observé que les complexes W3 et W4 présentaient des signes d’événements consécutifs de formation d’étoiles. L'événement déclencheur a eu lieu dans la nébuleuse du Cœur (complexe W4) il y a environ 6 à 10 millions d'années et était très énergétique, comme en témoigne la présence d'une superbulle en expansion s'étendant considérablement vers le nord. Par la suite, il y a environ 2,5 millions d'années, eut lieu le deuxième phénomène de formation, responsable de la formation de la superbulle actuelle. Tous ces événements, ainsi que le vent stellaire des étoiles nouvellement créées, plus massives, leur rayonnement ultraviolet et les explosions qui en ont résulté, comme les supernovae, auraient provoqué l'activation de phénomènes de formation d'étoiles dans le complexe W3, dans un laps de temps compris entre 3 et 5 millions d'années. Le complexe W3 lui-même se serait formé à la suite de ces événements, au cours desquels a eu lieu la troisième vague de formation d'étoiles, qui est toujours en cours^[10]. Cependant, des doutes subsistent sur la nature du scénario lui-même dans lequel les phénomènes ont eu lieu, en raison des données contradictoires fournies par Chandra^[1].

Aux bords de la superbulle en expansion de W4 et à l'intérieur même de W4, il peut encore y avoir des phénomènes résiduels actifs de formation de nouvelles étoiles, causés par la compression des gaz du front d'ionisation provenant des étoiles les plus massives de la région. Parmi celles-ci se trouve la source IRAS cataloguée comme IRAS 02310+6133, ainsi que quelques jeunes étoiles montrant des émissions Hα^[19]. Un autre site probable de formation d'étoiles coïncide avec un petit nuage situé au sud-est de la superbulle, où se trouve la source IRAS 02327+6019. Le nuage a peut-être été affecté par la compression du front d'ionisation provenant de l'amas IC 1805^[8]. Un argument similaire est valable pour IRAS 02252+6120 et pour d'autres nuages de faible masse qui pourraient donner naissance à des objets de très faible masse, tels que des naines brunes ou même des objets encore plus petits, avec une masse égale à celle d'une planète^[20].

Dans le complexe W5, cinq sites sont connus où une formation d'étoiles a eu lieu, dont un seul est réellement situé à l'intérieur du complexe de nébuleuses^[8]. Ces phénomènes sont causés par l'action de l'amas IC 1848, situé au centre du complexe^[16]. Au sein de plusieurs nuages situés dans les deux sections W5-W et W5-E, il existe des groupes d'étoiles avec des émissions Hα, parmi lesquels se distingue le nuage AFGL 4029^[21]. Enfin, la distribution des régions de formation d'étoiles dans W5 diffère de celle observée dans W3 : en effet, alors que dans W3 les jeunes amas ouverts et les protoétoiles massives se trouvent derrière le nuage, dans W5 la formation de nouvelles étoiles s'est produite principalement du côté des nuages directement exposé au rayonnement ultraviolet observable^[1].

Les phénomènes de formation d'étoiles dans W3 sont indiqués par la présence d'un grand nombre de sources infrarouges, qui présentent plusieurs caractéristiques typiques de la présence de tels phénomènes, tels que les masers OH associés aux sources cataloguées comme IRS 4 et IRS 5, le maser à eau associé à IRS 5 et les jets bipolaires autour des deux sources^[22]. IRS 4 et IRS 5 sont des sources infrarouges compactes très lumineuses. Le premier est associé à la région HII ultracompacte cataloguée comme W3 C et à la région hypercompacte W3 Ca, une sous-région du premier, tandis que le second apparaît en relation avec la région hypercompacte W3 M^[11].

IRS 5 constitue la région où la formation d’étoiles massives semble être la plus active. Deux sources d'ondes radio y sont connues depuis les années 1980, coïncidant avec les deux régions HII hypercompactes W3B et W3D2, ayant un rayon inférieur à 240 UA et contenant de jeunes étoiles en leur sein^[23]. À ces deux sources, très proches l'une de l'autre, s'en ajoute une troisième, découverte en 2005, qui montre également des signes de la présence d'étoiles enveloppées dans la nébulosité dense d'une région HII hypercompacte. Cet ensemble de régions HII, ainsi que quatre autres détectées dans des observations à 2,22 μm et incluses dans un espace d'un diamètre de 6 000 UA, suggéreraient la formation d'un groupe d'étoiles de grande masse avec des caractéristiques similaires à l'amas bien connu du Trapèze, dans la nébuleuse d'Orion^[24].

Dans W3(OH), les phénomènes de formation d'étoiles sont moins actifs que dans W3 Main. Cependant, on y connaît quelques masers qui indiquent la présence d'activités de formation à une époque très récente. La région est constituée de deux centres massifs de formation d'étoiles, séparés de 7 minutes d'arc l'un de l'autre, ce qui équivaut à environ 0,07 pc (∼0,228 al). L'un d'eux est dominé par des masers OH et a donné le nom à toute la région W3(OH)^[25], tandis que le second semble être dominé par des masers à eau^[26]. Dans la région dominée par les masers OH, il existe une région HII ultracompacte en forme de coquille et d'un diamètre d'environ 0,012 pc (∼0,039 1 al) seulement, dont les caractéristiques suggèrent que la source d'ionisation est une étoile de classe spectrale O7^[27]. Cette étoile pourrait coïncider avec la source de rayons X intense découverte en 2008, provenant d'un des secteurs les plus denses de la région^[28]. La dynamique de la région est parmi les mieux connues et étudiées. À partir de cette dynamique, un âge cinématique de la structure en coquille d'environ 2 300 ans a été établi. Cependant, son expansion ne semble pas être uniforme^[29].

La région des masers d’eau semble plutôt être une étape précoce dans la formation d’étoiles massives. Dans ce secteur il n'y a en fait pas de région HII, c'est-à-dire une banque de gaz ionisée par le rayonnement des jeunes étoiles associées, mais des sources qui montrent la présence de gaz moléculaire très compact et chaud^[30],[31]. Dans la partie la plus dense de la région se trouvent des protoétoiles de grande masse^[32].

Les complexes W4 et W5, comparées à W3, sont très peu étudiés du point de vue des phénomènes de formation d'étoiles, notamment pour les étoiles de grande masse.

Les étoiles de faible masse des complexes W3, W4 et W5 sont organisées en un grand nombre d'amas, qui ont été détectés grâce à des études menées principalement dans la bande proche infrarouge. Parmi ces amas, l'un est composé de quatre-vingts étoiles incluses dans un diamètre d'environ 20 secondes d'arc autour de la région IRS 5, dans W3 Main. Il existe également un très grand halo autour de l'amas composé d'étoiles de masse similaire^[33]. La plupart de ces étoiles ont été identifiées grâce à des images fournies par le télescope à rayons X Chandra^[28].

Les régions autour des complexes nébuleux W3 Main et W3(OH) semblent également abriter des étoiles et des protoétoiles de faible masse, comme dans le secteur nord-est de W3(OH), où deux petits groupes de jeunes étoiles identifiés par Chandra sont présents^[28]. D'autres amas avec des composants montrant un excès de rayonnement infrarouge ont été découverts par le télescope spatial Spitzer dans une zone autour d'IC 1795, dont ils font probablement partie. De plus, 16 objets de classe I (protoétoiles) et 33 objets de classe II (étoiles avec un disque d'accrétion) sont connus, dont certains sont isolés et d'autres regroupés en petits amas^[34].