Notes

• [1]
  Les nébuleuses par réflexion sont des objets étendus de brillance en général plus faible que celle des régions H _II. Elles sont toujours voisines d’une étoile brillante. Elle n’émettent pas par elle-mèmes, mais sont illuminées par l’étoile comme le montre leur spectre qui présente les mêmes raies que celui de l’étoile. Pour des exemples, voir les planches 15 et 20.
• [2]
  On désigne par le terme de glace l’ensemble des produits condensés sur les grains à basse température : il peut s’agir de molécules de H₂O, de CO, de CO₂, de NH₃, de CH₄, etc.
• [3]
  Il est très difficile d’obtenir directement la valeur absolue de l’extinction, ce qui nécessiterait une très bonne connaissance de la luminosité intrinsèque de l’étoile et de sa distribution spectrale énergétique, qui ne sont que rarement disponibles avec sécurité même pour les étoiles chaudes.
• [4]
  Il faut signaler que Lutz et ses collaborateurs [323] trouvent dans la direction du Centre galactique une extinction plus grande dans l’infrarouge moyen ; leur détermination est basée sur les rapports des raies de recombinaison de l’hydrogène (Section 5.1.3 et Figure 7.2). La différence paraît réelle et provient peut-être de propriétés particulières de la poussière dans le Centre galactique.
• [5]
  Cette paramétrisation est valable jusqu’à environ 1 200 Å. Aux longueurs d’ondes plus courtes, jusqu’à la discontinuité de Lyman à 911 Å, l’extinction continue à augmenter beaucoup et semble très variable (Hutchings & Giasson [238]).
• [6]
  Rappelons que la diffusion est en fait un phénomène de diffraction, et que la diffraction se fait dans des directions d’autant plus voisines de la direction incidente que l’objet diffractant - ici le grain - est plus grand vis-à-vis de la longueur d’onde.
• [7]
  Une expression approximative pour la partie réelle de l’indice de réfraction pour les rayons X est m = 1 − n_e r_e.λ²/2π, n_e étant la densité des électrons dans le matériau et r_e = 2, 8210⁻¹³ cm le rayon classique de l’électron.
• [8]
  La valeur de l’exposant de l’émissivité dépend de la nature du grain et est assez mal déterminée par les mesures en laboratoire, très difficiles. Une détermination observationnelle peut être faite à partir de la distribution spectrale énergétique du rayonnement émis : voir par exemple Lagache et al. [276], l’équation 7.18 et la figure 7.8
• [9]
  On utilise aussi un ajustement par des fonctions de Drude (Éq. 7.4) qui décrivent les bandes des solides, mais qui sont peu différentes.
• [10]
  Le spectre des PAH⁻, que l’on fait parfois intervenir, est assez semblable à celui des PAH neutres.