INTERSTELLAIRE (MILIEU)

INTERSTELLAIRE (MILIEU)

L’espace entre les étoiles n’est pas vide, comme on l’a cru longtemps, mais contient du gaz et des poussières qui forment une fraction substantielle de la masse de notre Galaxie et d’une partie des autres galaxies. Il existe même du gaz et peut-être des poussières entre les galaxies, au moins dans les amas de galaxies (matière extragalactique). La densité de la matière interstellaire est toujours très faible, généralement inférieure à celle du gaz résiduel dans les meilleurs vides obtenus en laboratoire, mais cette matière est néanmoins observable car elle finit par affecter les ondes électromagnétiques, notamment la lumière, au cours de leurs immenses trajets: elle peut même constituer une gêne sérieuse pour l’observation de régions éloignées de notre Galaxie, rendant par exemple totalement invisible optiquement le centre de celle-ci. Ainsi la matière interstellaire est-elle importante par ses effets, mais aussi parce qu’elle constitue une fraction majeure de la masse de l’Univers. Les étoiles se forment à partir de la matière interstellaire, y réinjectent une grande partie de leur masse pendant leur évolution, particulièrement dans ses phases finales, la chauffent et l’agitent continuellement. L’étude de la matière interstellaire est un des principaux domaines de l’astronomie de la fin du XX^e siècle, et elle utilise les techniques d’observation les plus variées, des ondes radio aux rayons gamma. Les traits les plus frappants révélés par ces observations sont la grande hétérogénéité de la distribution de ce milieu et des conditions physiques qui y règnent, ainsi que son état d’agitation constante. Il est donc impossible de se contenter d’une conception statique de ce milieu en perpétuel bouleversement.

1. Description générale du milieu interstellaire

Dans notre Galaxie, et probablement dans toutes les galaxies spirales et irrégulières, la majeure partie de la matière interstellaire est condensée en nuages irréguliers, dont il existe deux types (et des types de transition):

– les nuages diffus sont constitués principalement d’hydrogène neutre atomique, ont une densité relativement faible (de 1 à 1 000 atomes par centimètre cube) et leur température varie entre 10 et 100 kelvins;

– les nuages moléculaires sont composés principalement d’hydrogène moléculaire et contiennent de nombreuses autres molécules; leur densité est plus grande (de 10³ à 10⁷ molécules par centimètre cube, ou davantage); leur température est généralement de l’ordre de 10 kelvins, mais peut être plus élevée dans certaines circonstances; c’est dans ces nuages que se forment les étoiles.

Au voisinage des étoiles chaudes, la matière interstellaire est ionisée par leur rayonnement ultraviolet et devient lumineuse: on observe alors des nébuleuses gazeuses brillantes, dont la Nébuleuse d’Orion est le prototype le mieux étudié. Ces nébuleuses subsistent tant que les étoiles chaudes les ionisent, et sont d’ailleurs aisément dispersées par divers phénomènes. Un cas particulier est celui des nébuleuses planétaires, objets relativement petits qui ne sont autres que du gaz éjecté par une étoile de faible masse en fin d’évolution et ionisé par le rayonnement ultraviolet du noyau stellaire résiduel.

Le vent violent issu en permanence des étoiles chaudes et de grande masse est capable de creuser dans le milieu interstellaire des cavités plus ou moins sphériques, qu’une onde de choc, à l’arrière de laquelle se trouve de la matière comprimée, sépare du gaz avoisinant: ces cavités se présentent sous la forme de bulles creuses. L’explosion qui termine la vie des étoiles massives (au stade de supernova) produit des restes de supernovae de structure analogue, qu’il n’est pas aisé de distinguer des bulles précédentes. Lorsque ces structures ont suffisamment grossi, elle s’interpénètrent et forment un milieu très dilué et très chaud qui baigne les nuages interstellaires neutres.

Il existe des interactions importantes et des échanges continuels de matière entre les différentes composantes du milieu interstellaire, mais aussi des échanges entre ce milieu et les étoiles, et, peut-être, entre le milieu interstellaire d’une galaxie et le milieu intergalactique qui l’entoure éventuellement. Le milieu interstellaire forme donc un ensemble particulièrement complexe, instable et agité, en évolution permanente; les observations les plus fines montrent d’ailleurs que ses différentes composantes ont une structure hiérarchisée, probablement fractale, qui rend son étude difficile.

2. Le gaz neutre

Peu spectaculaire en observation optique, le gaz neutre n’a été découvert qu’au début du XX^e siècle, et son étude a surtout été faite à partir des années soixante-dix en utilisant des techniques radioastronomiques et spatiales très variées.

Les nuages diffus

Représentant la composante la mieux connue du milieu interstellaire, les nuages diffus sont relativement transparents à la lumière; ils se manifestent par des raies d’absorption caractéristiques des différents éléments qu’ils contiennent, raies très fines visibles dans le spectre à haute résolution d’étoiles situées à l’arrière-plan. Dans le domaine visible, ces raies sont peu nombreuses: les principales sont les raies D du sodium, les raies H et K du calcium ionisé une fois, celles du calcium neutre, du titane ionisé une fois, et de trois entités simples (CN, CH et CH⁺). La présence d’ions s’explique par le fait que le rayonnement ultraviolet de l’ensemble des étoiles de la Galaxie peut pénétrer assez facilement dans ces nuages si sa longueur d’onde est supérieure à 91,2 nm, et ioniser un certain nombre d’éléments; en revanche, les radiations de longueurs d’onde inférieures sont totalement absorbées par l’hydrogène atomique, qui est très abondant. Les raies d’absorption interstellaires observées dans le spectre des étoiles sont fines, indiquant des températures basses et des mouvements internes faibles, mais sont souvent multiples: cela montre que la matière interstellaire n’est pas distribuée uniformément, mais en nuages ou en sous-nuages isolés dont chacun est animé d’une vitesse particulière, produisant une composante de la raie décalée en longueur d’onde, par effet Doppler-Fizeau. En 1951, la découverte de la raie radio à 21 centimètres de longueur d’onde produite par l’hydrogène atomique montrait que cet élément est le principal constituant des nuages diffus, et permettait d’en préciser leurs caractéristiques et leur distribution dans la Galaxie, où ils sont concentrés le long de bras spiraux. De nombreuses galaxies extérieures ont été étudiées dans cette raie avec un pouvoir de résolution angulaire comparable à celui des télescopes optiques. La raie à 21 centimètres permet également de déterminer la température de ces nuages grâce à la comparaison de leur observation en absorption devant des sources d’ondes radio situées à l’arrière-plan (les raies d’absorption radio sont sensibles à la température) et en émission (raies insensibles à la température) en l’absence de telles sources. Depuis le début des années soixante-dix, les observations spatiales dans l’ultraviolet et notamment celles effectuées par le satellite américain Copernicus ont permis de découvrir un très grand nombre de raies d’absorption dues à des atomes et à des ions très variés, et d’approfondir nos connaissances sur les nuages diffus. Leur composition chimique est assez bien connue: l’hydrogène moléculaire est un constituant non négligeable, souvent important, et ils contiennent aussi de petites quantités de molécules comme CO ou OH. En outre, on constate qu’ils sont déficients, par rapport au Soleil, en éléments comme le silicium et certains métaux. Ces éléments sont sous forme de poussières dont on parlera plus loin.

Les nuages moléculaires

Optiquement, les nuages moléculaires sont des objets totalement opaques et sombres, donc difficiles à observer. On ne les voit que dans de rares cas, en projection sur un fond d’étoiles (le Sac à Charbon austral), ou sur des nébuleuses gazeuses auxquelles ils sont parfois associés (globules de Barnard ou de Bok). Quelquefois, ils sont éclairés par la lumière d’une étoile située à proximité (nébuleuses par réflexion). Mais l’essentiel de nos connaissances sur ces objets provient d’observations infrarouges et radio, principalement dans le domaine millimétrique. Plus de cent molécules différentes ont été détectées dans les nuages moléculaires, sans parler de très nombreuses substitutions isotopiques. La plupart de ces nuages ont été découverts par des recherches systématiques dans la raie de la molécule CO à 2,6 mm de longueur d’onde, dans notre Galaxie et dans d’autres galaxies. L’hydrogène moléculaire est certainement le principal constituant de ces nuages, qui ne contiennent que très peu ou pas d’hydrogène atomique (détectable par la raie à 21 cm), mais il n’est malheureusement observable que dans des circonstances exceptionnelles. Contrairement aux autres molécules, celles d’hydrogène se forment à partir des atomes d’hydrogène par catalyse sur les grains. La plupart des molécules sont synthétisées par une chimie fort différente de celle de nos laboratoires, en raison des conditions physiques (faible densité et basse température) qui règnent dans les nuages moléculaires. Cette chimie est principalement une chimie ionique, les réactions entre les espèces neutres étant souvent inefficaces. Il n’y a pourtant pas beaucoup d’ions présents dans ces nuages, où la lumière ultraviolette pénètre mal ou pas du tout: cependant, les rayons cosmiques y circulent et ionisent de faibles quantités d’hydrogène moléculaire et d’hélium; les ions ainsi formés servent de point de départ à la chimie des molécules. Bien que les réactions chimiques soient lentes, les nuages moléculaires subsistent assez longtemps pour que des molécules assez complexes, comprenant jusqu’à 13 atomes, puissent y être synthétisées. Comme l’hydrogène, le carbone, l’azote et l’oxygène sont les éléments les plus abondants dans l’Univers (en excluant l’hélium, chimiquement inerte), il est normal que la plupart des molécules interstellaires soient des molécules organiques, formées par définition de ces éléments. Cependant, il serait très risqué d’affirmer qu’il y a un rapport quelconque entre les constituants des nuages moléculaires et l’origine de la vie, qui a probablement pris place dans l’atmosphère terrestre primitive. Il est certain, en revanche, que les étoiles se forment dans les nuages moléculaires à la suite de l’effondrement gravitationnel de leurs parties les plus denses. Il apparaît que les nuages les plus froids sont le siège de la formation d’étoiles de faible masse qui apparaissent à leur périphérie sous forme d’étoiles T Tauri qui n’ont pas encore atteint la séquence principale. Les nuages moléculaires géants, plus chauds, sont le siège de la formation des étoiles massives: on les y détecte, avant même qu’elles aient dissipé le nuage qui leur a donné naissance, par leur émission infrarouge, et aussi par des phénomènes secondaires dont les plus spectaculaires sont les émissions masers naturelles observées dans certaines molécules (OH à 18 cm de longueur d’onde, et H²O à 1,35 cm). La formation des étoiles massives paraît un phénomène contagieux et auto-entretenu, la pression et les ondes de choc engendrées par les vents stellaires et l’explosion finale d’étoiles de générations précédentes facilitant la formation d’autres étoiles dans ce qui reste du nuage. Les détails de cette formation sont encore incompris.

3. Le gaz ionisé

Les nébuleuses gazeuses

Les nébuleuses gazeuses ionisées se développent le plus souvent au voisinage immédiat et à partir même des nuages moléculaires, ce qui n’a rien d’étonnant puisque les étoiles O massives et productrices d’ultraviolet ionisant se forment justement dans ces nuages. Le spectre des nébuleuses gazeuses s’étend de l’ultraviolet aux ondes radio et comprend un continuum auquel se superposent des raies d’émission intenses. En ultraviolet, le continuum est dominé par le rayonnement des étoiles ionisantes, soit direct, soit diffusé par les poussières, alors que l’émission propre du gaz est importante dans le visible et devient prépondérante en infrarouge et en radio. Les raies sont pour une partie émises par l’hydrogène et l’hélium à la suite de recombinaisons ions-atomes; elles existent aussi en ondes radio. Pour l’autre part, elles proviennent de divers ions excités par collisions avec les électrons libres (certaines ont été découvertes dans l’infrarouge lointain par des observations en avion et à partir de satellites). De l’étude de ces raies on peut déduire la température (de l’ordre de 10 000 K), la densité (de 10 à 10 000 particules par centimètre cube) et l’abondance de certains éléments comme l’oxygène, l’azote, le carbone, le néon, le soufre, etc. Cette dernière détermination est très précieuse car elle offre pratiquement la seule possibilité de connaître la composition chimique des galaxies extérieures, grâce à l’étude de leurs nébuleuses gazeuses.

Les nébuleuses planétaires

Ce sont de très petites nébuleuses ionisées entourant une étoile dont elles ont été éjectées. Leurs propriétés sont semblables à celles des nébuleuses gazeuses, mais leur composition chimique peut avoir été altérée par la nucléosynthèse dans l’étoile qui leur a donné naissance.

Bulles interstellaires et restes de supernovae

Ces objets souvent spectaculaires se présentent sous la forme d’une pellicule ionisée plus ou moins sphérique et régulière dont le spectre offre des différences appréciables par rapport à celui des nébuleuses gazeuses, indices d’une densité beaucoup plus grande. En fait, ce qu’on voit est le résultat de la compression de gaz derrière une onde de choc créée par un événement plus ou moins violent survenu au centre de la bulle. Cet événement peut être soit la production de vents rapides et très chauds expulsés par une ou plusieurs étoiles massives centrales, soit une ou plusieurs explosions de surpernovae. Dans les deux cas, la bulle est remplie d’un gaz très chaud (1 million de degrés ou davantage) qui exerce une pression importante vers l’extérieur. Souvent, le gaz interne et, surtout, le gaz comprimé derrière l’onde de choc peuvent être si chauds qu’ils émettent des rayons X. Les restes de supernovae contiennent aussi des électrons de haute énergie qui émettent des ondes radio: la radiosource la plus brillante du ciel, Cassiopeia A, est un reste de supernova. On considère ces objets comme les sources principales du rayonnement cosmique.

Le milieu interstellaire très chaud

Le satellite Copernicus puis le satellite I.U.E. (International Ultraviolet Explorer) ont permis d’observer, devant les étoiles, des raies interstellaires en absorption qui correspondent à des éléments très ionisés (oxygène 5 fois ionisé, etc.), indicateurs de températures très élevées (environ 500 000 K); les observations en rayons X montrent même l’existence de températures encore plus importantes. Certaines de ces raies sont visiblement produites dans des restes de supernovae, mais d’autres non. On pense généralement que l’espace interstellaire est rempli de gaz très chaud et très dilué qui résulte du mélange des bulles précédentes. Notre Galaxie est d’ailleurs entourée d’un halo chaud et étendu qui paraît être le prolongement de ce phénomène. Néanmoins, le gaz chaud peut aussi appartenir, au moins en partie, à des zones de transition (enveloppes chaudes) autour de nuages interstellaires neutres.

4. Les poussières interstellaires

En plus du gaz, le milieu interstellaire contient des poussières ténues de dimensions comprises entre une fraction de nanomètre et une dizaine de nanomètres. Les poussières absorbent et diffusent sélectivement la lumière des étoiles, c’est-à-dire qu’elles agissent plus sur le rayonnement ultraviolet et bleu que sur le rouge et l’infrarouge. Ce sont elles qui rendent totalement opaques les nuages moléculaires. De plus, lorsqu’elles sont orientées par le champ magnétique de la Galaxie, elles polarisent linéairement la lumière des étoiles situées à l’arrière-plan. Ces poussières sont chauffées par le rayonnement stellaire qu’elles absorbent, et réémettent dans l’infrarouge lointain l’énergie ainsi reçue. Leur température est généralement de l’ordre d’une dizaine de kelvins, mais elle peut être notablement plus élevée dans certains nuages moléculaires qui sont chauffés par les étoiles jeunes situées à l’intérieur ou à proximité. On estime que la moitié de l’énergie émise par les étoiles de notre Galaxie est ainsi absorbée et réémise par les poussières interstellaires. Le satellite Iras (Infrared Astronomical Satellite) a permis une étude très détaillée de l’émission infrarouge des poussières dans notre Galaxie et les autres galaxies, en particulier dans les régions de formation d’étoiles.

La nature des poussières interstellaires n’est pas bien connue. La présence de silicates et de glace est cependant avérée. Certaines poussières de très petite taille sont probablement de grosses molécules aromatiques polycycliques.

5. Évolution du milieu interstellaire

Le milieu interstellaire, loin d’être stable, est en perpétuelle évolution. De nombreux détails de cette évolution sont encore ignorés, mais la description qui suit donnera une idée de ce qu’on pense actuellement de la question. Les nuages diffus qui se rencontrent fusionnent partiellement pour donner des nuages plus gros. Bien que la zone extérieure de ces nuages s’évapore continuellement au contact du milieu très chaud dans lequel ils baignent, certains nuages parviennent à devenir assez gros pour être opaques à la lumière: des molécules s’y forment et ils deviennent des nuages moléculaires. Dans les bras de spirale où le milieu est comprimé, ces nuages moléculaires fusionnent pour devenir des nuages géants et finissent par s’effondrer partiellement sur eux-mêmes pour former des étoiles. Les étoiles massives nouvellement formées déclenchent à leur tour la formation d’autres étoiles, et ce qui reste du nuage moléculaire qui leur a donné naissance se trouve complètement disloqué et évaporé sous l’effet des vents stellaires et des supernovae. Du milieu très chaud qui en résulte, certaines parties plus denses parviennent à se refroidir et à se contracter, pour former des nuages diffus: le cycle est alors bouclé.

Il faut ajouter à cette description le fait que les étoiles réinjectent dans le milieu interstellaire du gaz et aussi, pour les plus froides d’entre elles, des poussières. Elles enrichissent ce milieu en éléments lourds qui modifient la composition chimique du milieu interstellaire. Ainsi, au cours de leur évolution plus ou moins rapide selon les cas, les galaxies contiennent de plus en plus d’étoiles et de moins en moins de matière interstellaire, tandis que la nucléosynthèse ajoute de plus en plus d’éléments lourds à ces deux composantes.

Encyclopédie Universelle. 2012.