Poussière interstellaire

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Poussières interstellaires de la nébuleuse de la Tête de Cheval, révélées par le télescope spatial Hubble.

En astronomie, la poussière interstellaire (parfois appelée poussière cosmique) est une composante de la matière interstellaire. Représentant à peine ~1 % de la masse de cette dernière, la poussière interstellaire désigne un ensemble de particules dans l'espace comportant de quelques dizaines à quelques milliards d'atomes seulement, ce qui correspond à des tailles typiques de quelques nanomètres à ~0,1 micron. La masse volumique de la poussière interstellaire est semblable[précision nécessaire] à celle de la fumée de cigarette[1].

Les poussières interstellaires se distinguent en fonction de leur localisation et, surtout, de leur composition chimique (elles sont principalement constituées de glace, de carbone et d'une agglomération de micro grains minéraux de silice). Ainsi, on parlera de poussière interplanétaire, poussière cométaire, de poussières composées d'hydrocarbures aromatiques polycycliques, de grains carbonés, de grains silicatés, de grains à manteaux de glaces, etc.[1].

La poussière cosmique atténue la lumière. Elle diminue la luminosité des étoiles d'environ la moitié toutes les 1 000 années-lumière[1][réf. insuffisante]. Par contre, elle n'atténue que la lumière visible et n'affecte pas les autres longueurs d’onde[1][réf. insuffisante].

Origine[modifier | modifier le code]

La géante rouge Mira.

La poussière interstellaire est principalement formée par des étoiles entrées dans la phase géante rouge de leur évolution. La grande majorité des particules interstellaires proviennent des résidus d'étoiles éjectés par ces dernières en fin de vie.[réf. souhaitée]

La composition de la poussière est principalement déterminée par la température des étoiles mères. Certaines molécules ne se forment qu'à de très hautes températures alors que d'autres se forment à des températures plus basses.[réf. souhaitée]

Selon les connaissances actuelles, la poussière est formée dans les enveloppes des étoiles qui ont subi une évolution tardive et qui ont des signatures spécifiques observables.[évasif] Par exemple, dans l'infrarouge, des émissions de 9,7 micromètres de silicate sont observées autour des étoiles qui sont « froides » (étoiles géantes riches en oxygène). On peut aussi observer des émissions de 11,5 micromètres de carbure de silicium autour d’autres types d’étoiles froides (étoiles géantes riches en carbone)[2],[3],[4]. En outre, les grains se forment dans la proximité d’étoiles proches en temps réel, ce qui signifie en a) l’éjection qui provient de novas et de supernovas et en b) de l’étoile R Coronae Borealis qui semble éjecter des nuages discrets qui contiennent du gaz et de la poussière.[style à revoir]

Système solaire[modifier | modifier le code]

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La majorité de la poussière retrouvée dans le Système solaire a été transformée et recyclée à partir des objets et des corps que contiennent les milieux interstellaires. La poussière rentre fréquemment en collision avec des astres tels des astéroïdes et des comètes. À chaque fois, elle est transformée par les nouvelles composantes qui constituent ces corps.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Forme[modifier | modifier le code]

Les particules composant la poussière interstellaire sont de formes variables[5].

Composition[modifier | modifier le code]

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  • Oxygène : On retrouve 120 à 145 atomes d'oxygène par 1 000 000 atomes de d'hydrogène dans les grains de poussière. Les grains sont composés d'un faible pourcentage d'eau (moins de 0.02%) dont on retrouve une portion sous forme de bande de glace. Le reste de l'eau est incorporé dans les oxydes de fe et de magnésium.
  • Carbone : On retrouve 90 à 130 atomes de carbone par 1 000 000 d'atomes de d'hydrogène. L'abondance de carbone dans la structure de la poussière interstellaire est moindre que celle déduit par les scientifiques.
  • Azote et soufre : On ne retrouve pas ou presque pas d'azote et de soufre dans la composition des grains.
  • Mg, Fe, Si, Ni, Cr, et Mn : Tout ces éléments démontrent une grande facilité à s'incorporer dans les grains.
  • Éléments rares : Dans de rare cas, on retrouve du P, Cl, As, Ar, Se, Kr, Sn, et Tl qui sont quelques fois incorporés à la poussière[6].

Destruction[modifier | modifier le code]

Les grains de poussière interstellaire peuvent être fragmentés par les ultraviolets[7],[8], par évaporation, par pulvérisation cathodique et par collisions entre eux ou avec d'autres astres.[réf. souhaitée]

La poussière peut également être transformée par des explosions de supernovas ou de novas. Aussi, dans un nuage dense, il y a le processus de phases gazeuses où des photons ultraviolets éjectent des électrons énergétiques de grains dans le nuage[évasif][9].

Étude et importance[modifier | modifier le code]

L’astéroïde Éros survolé par la sonde Near, le 19 septembre 2000.

Dès les toutes premières observations astronomiques, la poussière interstellaire est un obstacle pour les astronomes puisqu'elle obscurcit les objets qu’ils veulent observer. Ainsi, au début du XXe siècle, l'astronome Edward Emerson Barnard recense des nuages noirs à l'intérieur de la Voie Lactée[6].

Lorsque les scientifiques commencent à pratiquer l'astronomie en infrarouge, ils découvrent que la poussière interstellaire est une composante clé des processus astrophysiques[10]. Elle est notamment responsable de la perte de masse d'une étoile sur le point de mourir. Elle joue également un rôle dans les premiers stades de formation d’une étoile et des planètes[11].

L'évolution de la poussière interstellaire donne des informations sur le cycle de renouvellement de la matière stellaire. Les observations et les mesures de cette poussière, dans différentes régions, fournissent un important aperçu du processus de recyclage dans les milieux interstellaires, les nuages moléculaires ainsi que les systèmes planétaires tels le Système solaire, où des astronomes considèrent la poussière comme étant dans son stade le plus recyclé.[réf. souhaitée]

Méthodes de détection[modifier | modifier le code]

La poussière interstellaire peut être détectée par des méthodes indirectes qui utilisent les propriétés radiantes de cette matière. Elle peut également être détectée directement en utilisant des variétés de méthodes de collecte à de nombreux endroits. Sur Terre, en général, il tombe en moyenne 40 tonnes par jour de matière extraterrestre[12]. Les particules de poussière sont récoltées dans l’atmosphère en utilisant des collecteurs plats situés en dessous des ailes d’avions de la NASA pouvant voler dans la stratosphère. On les retrouve également sur la surface de larges masses de glace (l’Antarctique, le Groenland et l’Arctique) et dans des sédiments situés dans les profondeurs de l’océan. C’est d’ailleurs vers la fin des années 1970 que Don Brownlee, à l’Université de Washington à Seattle, identifia la nature de ces particules extraterrestres. Les météorites sont également une autre source puisqu’ils contiennent de la poussière d’étoiles[1].

De nombreux détecteurs utilisent la lumière infrarouge pour détecter la poussière interstellaire. En effet, ce type d’onde lumineuse peut pénétrer les nuages de poussière interstellaire, nous permettant d’observer les régions où se forment les étoiles et le centre des galaxies. C’est d’ailleurs grâce au Spitzer Space Telescope de la NASA (le plus gros télescope infrarouge envoyé dans l’espace) que de nombreuses observations sont possibles[13].

Stardust[modifier | modifier le code]

Rosetta[modifier | modifier le code]

La comète 73P/Schwassmann-Wachmann qui s'est brisée en 1995, a été observée par le Télescope spatial Hubble.
Article détaillé : Rosetta (sonde spatiale).

La sonde Rosetta lancée en 2004 permettra l'étude de la composition et de la masse des poussières interstellaires situées autour de la comète 46P/Wirtanen. Cette mission sera la première à fournir des images microscopiques d’atomes de poussière de comète.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d et e Séguin et Villeneuve 2002, p. 262-263
  2. (en) Roberta M. Humphreys, Donald W. Strecker et E. P. Ney, « Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina », Astrophysical Journal, vol. 172,‎ 1972, p. 75 (DOI 10.1086/151329, résumé, lire en ligne)
  3. Evans 1994, p. 164-167
  4. Evans 1994, p. 147-148
  5. (en) E. Casuso et J.E. Beckman, « Explaining the Galactic Interstellar Dust Grain Size Distribution Function »
  6. a et b (en) OSU Department of Astronomy, « Interstellar Dust » (consulté le 30 novembre 2010)
  7. (en) L. B. D'Hendecourt, L. J. Allamandola et J. M. Greenberg, « The volatile element enrichment of chondritic interplanetary dust particles », Astronomy and Astrophysics, vol. 152,‎ 1985, p. 130–150
  8. (en) J. M. Greenberg, « Radical formation, chemical processing, and explosion of interstellar grains », Astrophysics and Space Science (Symposium on Solid State Astrophysics, University College, Cardiff, Wales, July 9–12, 1974.), vol. 139,‎ 1976, p. 9–18 (résumé, lire en ligne)
  9. James Lequeux, Le milieu interstellaire : Les poussières interstellaires, EDP Sciences,‎ 2002, 467 p. (ISBN 2-86883-533-3, lire en ligne), p. 168
  10. (en) Eberhard Grün, Interplanetary dust, Berlin, Springer,‎ 2001 (ISBN 3540420673, lire en ligne)
  11. Hubert Reeves, « L'origine de l'Univers », Horizons philosophiques, vol. 2,‎ 1992, p. 21
  12. (en) Leinert C.; Gruen E. (1990). « Interplanetary Dust » Springer-Verlag Physics and Chemistry in Space (R. Schwenn and E. Marsch eds.): 204--275, Springer-Verlag. 
  13. (en) California Institute of Technologie, « Spitzer Space Telescope: Mission overview » (consulté le 24 novembre 2010)

Annexes[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Document utilisé pour la rédaction de l’article : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

  • Document utilisé pour la rédaction de l’articleMarc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique : Cinq grandes idées pour explorer et comprendre l'Univers, Éditions du Renouveau pédagogique,‎ 2002, 2e éd., 618 p.
  • Document utilisé pour la rédaction de l’article(en) Aneurin Evans, The Dusty Universe, Ellis Horwood,‎ 1994

Liens externes[modifier | modifier le code]