Ces collisions vont exciter certains ions (O2+, N+) et conduire à l'émission des fameuses raies interdites (dont le doublet [O III]). L'énergie emportée pour ces émissions va fortement contribuer à refroidir le plasma. C'est pour cela que la température électronique de ces nébuleuses reste autour de 10 000 K.
Lionel, oui, mais il faut rajouter une étape essentielle: la perte d'énergie des électrons libres dite "thermalisation".
Après l'ionisation les électrons libres ont une énergie trés élevée. Pour une rayonnement ionisant à 125 000 K, l'énergie moyenne des électrons libérés est d'en 30 eV, largement suffisante pour ioniser les atomes H0 ou les ions He+, et beaucoup trop élevée pour permettre, par exemple, les excitations des électrons de O2+ vers les états 1D2 et 1S0 (resp. 2.5 et
eV) qui donneront les transitions "interdites" de OIII.
Les électrons libres ont une surface efficace importante (10 000 fois plus que celle des photons ionisants, par exmple). Ils vont donc intéragir rapidement entre eux et avec le reste de la matière en perdant progressivment leur énergie cinétique sous forme de photons qui forment un continuum. C'est pour cette raison que la température électronique des nébuleuses est "faible", effectivement 10 000 K en ordre de grandeur, ce qui va permettre la recombinaison ou l'excitation les électrons liés.
En bleu: distribution d'énergie des électrons libres après ionisation (T* = 125 000 K)
En rouge: aprés thermalisation (exemple avec Te = 20 000 K)
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Plus de détails dans une présentation sur les étoiles symbiotiques, le principe est le même, la différence est la densité électronique plus élevée (10E7 et plus), qui interdit d'utiliser les formules simplifiées pour le calcul de la Te.
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... CE2016.pdf
(je remarque une coquille à corriger p.47)
Merci pour la coquille sur la page, je vais corriger
Bonnes observations, ça fait plaisir de voir ces beaux spectres et les études qui vont avec.
François
