Milieu interstellaire

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La répartition d'hydrogène ionisé dans des régions du milieu interstellaire, vue depuis l'hémisphère nord de la Terre.

En astronomie, le milieu interstellaire est la matière qui, dans une galaxie, remplit l'espace entre les étoiles et se fond dans le milieu intergalactique environnant. Il est un mélange de gaz (ionisés, atomiques et moléculaires), de rayons cosmiques et de poussières. L'énergie qui occupe le même volume, sous forme de rayonnement électromagnétique, correspond au champ de rayonnement interstellaire.

Les étoiles se forment au sein des régions les plus denses du milieu (les nuages moléculaires) et approvisionnent le milieu en matière et en énergie par moyen de nuages planétaires, vents solaires, supernovae et leur éteignement final[1]. Cette interaction entre les étoiles et le milieu interstellaire lui-même aide à définir la vitesse à laquelle une galaxie épuise sa réserve gazeuse, et donc sa durée de formation d'étoiles.

Le milieu interstellaire occupe une position importante dans l'astrophysique entre les échelles stellaires et galactiques. Ces régions (et les processus qui s'y produisent) doivent être étudiées à l'aide de télescopes infrarouges (par exemple l'IRAS) puisqu'elles n'émettent pas de lumière visible[2].

Composition et phases[modifier | modifier le code]

Le milieu interstellaire se compose de plusieurs phases, selon l'état de la matière (soit ionique, atomique ou moléculaire), sa température (millions de kelvin, milliers de kelvin ou dizaines de kelvin) et sa densité. Ce modèle en trois phases a été développé par Chris McKee et Jerry Ostriker dans un article publié en 1977 et a servi de base aux études menées pendant les 25 années qui ont suivi. Les proportions relatives de ces phases sont encore matière à discussion dans les cercles scientifiques.

Les pressions thermiques de ces phases sont à peu près en équilibre. Les champs magnétiques et les turbulences sont également des sources de pression dans le milieu, typiquement plus importantes au niveau dynamique que la pression thermique.

Pour toutes les phases, le milieu entre-étoiles est extrêmement ténu[3] par rapport à l'atmosphère terrestre. Dans le premier on constate une densité caractéristique de l'ordre d'une particule par centimètre cube[4] alors que, sur Terre, la densité moyenne est typiquement de l'ordre de 1020 particules par centimètre cube (tous types de particule confondus).

Par masse, 99% du milieu interstellaire prend une forme de gaz, avec 1% sous forme de poussière[5]. Parmi ces gaz, 89% d'atomes sont d'hydrogène, 9% d'hélium et 2% d'atomes d'éléments plus lourds (appelés métaux dans le langage astronomique) que ces deux. L'hydrogène et l'hélium sont des produits de la nucléosynthèse primordiale alors que les éléments plus lourds sont le résultat d'enrichissement lors de l'évolution des étoiles. Des molécules sont également observées dans les nuages (lat. nebulae) du milieu interstellaire, les plus abondantes étant H2 et CO. Ont également été observées OH, H2O, CN, CS, HCN, H2CO et des centaines d'autres (en particulier dans la nébuleuse d'Orion). Des molécules encore plus massives sont reportées  : C60 (Fullerène), des HAP, des acides aminés entre autres.

Caractéristiques du milieu interstellaire par phase[6]
Phase Densité
(atome/cm3)
Température
(K)
Masse totale[Où ?]
M_{\odot}
Atomique froid ≃ 25 ≃ 100 1,5×109
chaud ≃ 0,25 ≃ 8000 1,5×109
Moléculaire > 1000 < 100 109 ?
Ionisé Région HII 1 - 104 ≃ 10000 5×107
Diffus ≃ 0,03 ≃ 8000 109
Chaud ≃ 6×10-3 ≃ 5×105 108 ?

Dans le milieu interstellaire, le gaz et les grains de poussière sont intimement mêlés. Un milieu interstellaire est présent dans toutes les galaxies spirales, spirales barrées et irrégulières. Il est quasiment inexistant dans les galaxies elliptiques et lenticulaires. La poussière interstellaire se présente sous la forme de grains extrêmement fins, dont la taille typique est de l'ordre d'une fraction de micron[7]. La composition chimique des grains de poussière interstellaire est variée : on y trouve du graphite, des silicates, des carbonates, etc. Les poussières interstellaires (ie. la phase solide) comptent pour environ 1 % de la masse totale de milieu interstellaire.

Composants du milieu interstellaire par type[8]
Composant Densité
(atome/cm3)
Température
(K)
État du gaz
Nuage moléculaire 103-105 20-50 Molécules.
Région HI 1-1000 50-150 Hydrogène neutre. Autres atomes ionisés.
Milieu entre les nuages 0,01 103-104 Partiellement ionisé.
Couronne galactique 10-4-10−3 105-106 Hautement ionisé.

Recherches[modifier | modifier le code]

Les principaux sujets d'étude du milieu interstellaire sont : les nuages moléculaires, les nuages interstellaires, les régions HII, les rémanents de supernova, les nébuleuses planétaires, ainsi que d'autres structures diffuses.

Le milieu interstellaire demeure encore aujourd'hui un sujet de recherche complexe, tant au niveau de la physique que de la chimie qui s'y déroulent. De plus en plus, les études réalisées prennent en compte ces deux aspects pour tenter d'expliquer les abondances des éléments observées dans le milieu interstellaire.

Avancées dans l'étude du milieu interstellaire[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Koupelis, Th. 2011. The Universe. Jones and Bartlett. p367.
  2. Les Cahiers du Monde des Sciences, printemps 2014, édition 2, p56.
  3. http://astronomia.fr/5eme_partie/milieuInter.php
  4. http://astronomia.fr/5eme_partie/milieuInter.php#milieu
  5. Boulanger, F.; Cox, P.; and Jones, A. P. (2000). « Course 7: Dust in the Interstellar Medium » F. Casoli, J. Lequeux, & F. David Infrared Space Astronomy, Today and Tomorrow: 251masse présente dans quel volume ?. 
  6. James Lequeux Interstellar medium Springer 2004, p. 4
  7. Koupelis, p370.
  8. Michael A. Seeds, Dana E. Backman Stars and Galaxies 7th edition Brooks/Cole 2011, p. 205

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]