Astronomie

Gaz interstellaire

Objectifs d’apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Nommer les principaux types de gaz interstellaire
• Discuter de la façon dont nous pouvons observer chaque type
• Décrire la température et les autres propriétés principales de chaque type

Le gaz interstellaire, selon l’endroit où il se trouve, peut être aussi froid que quelques degrés au-dessus du zéro absolu ou aussi chaud qu’un million de degrés ou plus. Nous allons commencer notre voyage dans le milieu interstellaire en explorant les différentes conditions dans lesquelles nous trouvons du gaz.

Régions d’hydrogène ionisé (H II) – Gaz près des étoiles chaudes

Figure 1. Nébuleuse d’Orion : La lueur rouge qui imprègne la grande nébuleuse d’Orion est produite par la première ligne de la série de Balmer de l’hydrogène. L’émission d’hydrogène indique la présence de jeunes étoiles chaudes à proximité qui ionisent ces nuages de gaz. Lorsque les électrons se recombinent ensuite avec les protons et redescendent sur des orbites de plus faible énergie, des lignes d’émission sont produites. La couleur bleue observée sur les bords de certains nuages est produite par de petites particules de poussière qui diffusent la lumière des étoiles chaudes. La poussière peut également être vue en silhouette contre le gaz incandescent. (crédit : NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) et l’équipe du projet Orion Treasury du télescope spatial Hubble)

Certaines des photographies astronomiques les plus spectaculaires montrent le gaz interstellaire situé près des étoiles chaudes (figure 1). La ligne la plus forte dans la région visible du spectre de l’hydrogène est la ligne rouge de la Les scientifiques appellent également cette ligne rouge de Balmer la ligne H-alpha, alpha signifiant qu’il s’agit de la première ligne spectrale de la série de Balmer. (comme expliqué dans le chapitre sur le rayonnement et les spectres) ; cette raie d’émission explique la lueur rouge caractéristique dans des images comme la figure 1.

Les étoiles chaudes sont capables de chauffer le gaz voisin à des températures proches de 10 000 K. Le rayonnement ultraviolet des étoiles ionise également l’hydrogène (rappelez-vous que pendant l’ionisation, l’électron est complètement détaché du proton). Un tel proton détaché ne restera pas éternellement seul en présence d’électrons attractifs ; il capturera un électron libre et redeviendra un hydrogène neutre. Cependant, un tel atome neutre peut alors absorber à nouveau le rayonnement ultraviolet et recommencer le cycle. À un moment typique, la plupart des atomes près d’une étoile chaude sont à l’état ionisé.

Puisque l’hydrogène est le principal constituant du gaz interstellaire, nous caractérisons souvent une région de l’espace selon que son hydrogène est neutre ou ionisé. Un nuage d’hydrogène ionisé est appelé une région H II. (Les scientifiques qui travaillent sur les spectres utilisent le chiffre romain I pour indiquer qu’un atome est neutre ; des chiffres romains successivement plus élevés sont utilisés pour chaque stade d’ionisation. H II désigne ainsi l’hydrogène qui a perdu son électron ; Fe III est le fer auquel il manque deux électrons.)

Les électrons qui sont capturés par les noyaux d’hydrogène descendent en cascade à travers les différents niveaux d’énergie des atomes d’hydrogène en se dirigeant vers le niveau le plus bas, ou état fondamental. Au cours de chaque transition vers le bas, ils cèdent de l’énergie sous forme de lumière. Le processus de conversion des rayons ultraviolets en lumière visible est appelé fluorescence. Le gaz interstellaire contient d’autres éléments que l’hydrogène. Beaucoup d’entre eux sont également ionisés à proximité des étoiles chaudes ; ils capturent alors des électrons et émettent de la lumière, tout comme l’hydrogène, ce qui permet aux astronomes de les observer. Mais généralement, la raie rouge de l’hydrogène est la plus forte, et c’est pourquoi les régions H II ont un aspect rouge.

Une lampe fluorescente sur Terre fonctionne selon les mêmes principes qu’une région H II fluorescente. Lorsque vous allumez le courant, les électrons entrent en collision avec les atomes de vapeur de mercure dans le tube. Le mercure est excité à un état de haute énergie à cause de ces collisions. Lorsque les électrons des atomes de mercure reviennent à des niveaux d’énergie inférieurs, une partie de l’énergie qu’ils émettent se présente sous la forme de photons ultraviolets. Ceux-ci frappent à leur tour un écran recouvert de phosphore sur la paroi interne du tube lumineux. Les atomes de l’écran absorbent les photons ultraviolets et émettent de la lumière visible lorsqu’ils descendent en cascade parmi les niveaux d’énergie. (La différence est que ces atomes émettent une gamme plus large de couleurs de lumière, qui se mélangent pour donner la lueur blanche caractéristique des lampes fluorescentes, alors que les atomes d’hydrogène dans une région H II émettent un ensemble plus limité de couleurs.)

Nuages d’hydrogène neutre

Les étoiles très chaudes nécessaires pour produire des régions H II sont rares, et seule une petite fraction de la matière interstellaire est assez proche de ces étoiles chaudes pour être ionisée par elles. La majeure partie du volume du milieu interstellaire est remplie d’hydrogène neutre (non ionisé). Comment faire pour le rechercher ?

Figure 2. Lignes d’absorption à travers un nuage de poussière interstellaire : Lorsqu’il y a une quantité importante de matière interstellaire froide entre nous et une étoile, nous pouvons voir les lignes d’absorption du gaz dans le spectre de l’étoile. Nous pouvons distinguer les deux types de raies car, alors que celles de l’étoile sont larges, celles du gaz sont plus étroites.

Malheureusement, les atomes d’hydrogène neutres aux températures typiques du gaz de l’espace interstellaire n’émettent ni n’absorbent de lumière dans la partie visible du spectre. Pas plus, pour la plupart, que les autres oligo-éléments qui sont mélangés à l’hydrogène interstellaire. Cependant, certains de ces autres éléments peuvent absorber la lumière visible même aux températures interstellaires typiques. Cela signifie que lorsque nous observons une source lumineuse telle qu’une étoile chaude ou une galaxie, nous pouvons parfois voir des lignes supplémentaires dans son spectre, produites lorsque le gaz interstellaire absorbe la lumière à des fréquences particulières (voir figure 2). Certaines des lignes d’absorption interstellaires les plus fortes sont produites par le calcium et le sodium, mais de nombreux autres éléments peuvent également être détectés dans des observations suffisamment sensibles (comme discuté dans Rayonnement et spectres).

La première preuve de l’absorption par les nuages interstellaires est venue de l’analyse d’une étoile binaire spectroscopique (voir Les étoiles : un recensement céleste), publiée en 1904. Alors que la plupart des raies du spectre de cette binaire passaient alternativement de longueurs d’onde plus longues à plus courtes et inversement, comme on pouvait s’y attendre en raison de l’effet Doppler pour les étoiles en orbite l’une autour de l’autre, quelques raies du spectre restaient fixes en longueur d’onde. Comme les deux étoiles se déplacent dans un système binaire, les lignes qui ne montraient aucun mouvement ont intrigué les astronomes. Ces raies étaient également particulières car elles étaient beaucoup, beaucoup plus étroites que le reste des raies, ce qui indique que le gaz qui les produisait était à très basse pression. Des travaux ultérieurs ont démontré que ces raies ne se formaient pas du tout dans l’atmosphère de l’étoile, mais plutôt dans un nuage de gaz froid situé entre la Terre et l’étoile binaire.

Bien que ces observations et d’autres similaires aient prouvé qu’il y avait du gaz interstellaire, elles ne pouvaient pas encore détecter l’hydrogène, l’élément le plus commun, en raison de son manque de caractéristiques spectrales dans la partie visible du spectre. (La raie de Balmer de l’hydrogène se situe dans le domaine visible, mais seuls les atomes d’hydrogène excités la produisent. Dans le milieu interstellaire froid, les atomes d’hydrogène sont tous à l’état fondamental et aucun électron ne se trouve dans les niveaux d’énergie supérieurs nécessaires pour produire des lignes d’émission ou d’absorption dans la série de Balmer). La détection directe de l’hydrogène a dû attendre le développement de télescopes capables de voir les changements à très basse énergie des atomes d’hydrogène dans d’autres parties du spectre. Les premières observations de ce type ont été réalisées à l’aide de radiotélescopes, et l’émission et l’absorption radio par l’hydrogène interstellaire restent à ce jour l’un de nos principaux outils pour étudier les grandes quantités d’hydrogène froid dans l’univers.

En 1944, alors qu’il était encore étudiant, l’astronome néerlandais Hendrik van de Hulst a prédit que l’hydrogène produirait une raie forte à une longueur d’onde de 21 centimètres. C’est une longueur d’onde assez grande, ce qui implique que l’onde a une fréquence et une énergie si faibles qu’elle ne peut pas provenir d’électrons sautant entre des niveaux d’énergie (comme nous l’avons vu dans Rayonnement et spectres). Au lieu de cela, l’énergie est émise lorsque l’électron fait un flip, un peu comme un acrobate dans un cirque qui se redresse après s’être mis sur la tête.

Figure 3. Formation de la ligne de 21 centimètres : Lorsque l’électron d’un atome d’hydrogène se trouve sur l’orbite la plus proche du noyau, le proton et l’électron peuvent tourner soit (a) dans la même direction, soit (b) dans des directions opposées. Lorsque l’électron se retourne, l’atome gagne ou perd un tout petit peu d’énergie en absorbant ou en émettant de l’énergie électromagnétique d’une longueur d’onde de 21 centimètres.

Le retournement fonctionne comme suit : un atome d’hydrogène est constitué d’un proton et d’un électron liés ensemble. Le proton et l’électron agissent tous deux comme s’ils tournaient comme des toupies, et les axes de rotation des deux toupies peuvent être dirigés dans la même direction (alignés) ou dans des directions opposées (anti-alignés). Si le proton et l’électron tournaient dans des directions opposées, l’atome dans son ensemble aurait une énergie très légèrement plus faible que si les deux spins étaient alignés (figure 3). Si un atome dans l’état de basse énergie (spins opposés) acquiert une petite quantité d’énergie, les spins du proton et de l’électron peuvent être alignés, laissant l’atome dans un état légèrement excité. Si l’atome perdait à nouveau cette même quantité d’énergie, il retournerait à son état fondamental. La quantité d’énergie impliquée correspond à une onde d’une longueur d’onde de 21 centimètres ; c’est pourquoi on l’appelle la ligne des 21 centimètres. Les atomes d’hydrogène neutres peuvent acquérir de petites quantités d’énergie lors de collisions avec d’autres atomes d’hydrogène ou avec des électrons libres. Ces collisions sont extrêmement rares dans les gaz épars de l’espace interstellaire. Un atome individuel peut attendre des siècles avant qu’une telle rencontre n’aligne les spins de son proton et de son électron. Néanmoins, sur plusieurs millions d’années, une fraction significative des atomes d’hydrogène est excitée par une collision. (Là-bas, dans l’espace froid, c’est à peu près autant d’excitation qu’un atome en subit généralement.)

Figure 4. Harold Ewen (1922-2015) et Edward Purcell (1912-1997) : On voit Harold Ewen en 1952 travaillant avec l’antenne à cornet (au sommet du laboratoire de physique de Harvard) qui a fait la première détection du rayonnement interstellaire de 21 cm. L’encart montre Edward Purcell, le lauréat du prix Nobel de physique de 1952, quelques années plus tard. (crédit : modification de travaux du NRAO)

Un atome excité peut ensuite perdre son excès d’énergie soit en entrant en collision avec une autre particule, soit en émettant une onde radio d’une longueur d’onde de 21 centimètres. S’il n’y a pas de collisions, un atome d’hydrogène excité attendra en moyenne environ 10 millions d’années avant d’émettre un photon et de retourner à son état de plus faible énergie. Même si la probabilité qu’un seul atome émette un photon est faible, il y a tellement d’atomes d’hydrogène dans un nuage de gaz typique que collectivement, ils produiront une raie observable à 21 centimètres.

Un équipement suffisamment sensible pour détecter la raie à 21 centimètres de l’hydrogène neutre est devenu disponible en 1951. Des astronomes néerlandais avaient construit un instrument pour détecter les ondes de 21 centimètres qu’ils avaient prédites, mais un incendie l’a détruit. Ce sont donc deux physiciens de Harvard, Harold Ewen et Edward Purcell, qui ont effectué la première détection (figure 4), bientôt suivie par des confirmations des Néerlandais et d’un groupe en Australie. Depuis la détection de la raie à 21 cm, de nombreuses autres raies radio produites par des atomes et des molécules ont été découvertes (comme nous le verrons dans un instant), ce qui a permis aux astronomes de cartographier le gaz neutre dans toute notre Galaxie. Les astronomes ont également détecté du gaz interstellaire neutre, dont l’hydrogène, à de nombreuses autres longueurs d’onde, de l’infrarouge à l’ultraviolet.

Les observations radio modernes montrent que la majeure partie de l’hydrogène neutre de notre Galaxie est confinée à une couche extrêmement plate, de moins de 300 années-lumière d’épaisseur, qui s’étend dans tout le disque de la Voie lactée. Ce gaz a des densités allant d’environ 0,1 à environ 100 atomes par cm3, et il existe à une large gamme de températures, allant d’environ 100 K (-173 °C) à environ 8000 K. Ces régions de gaz chaud et de gaz froid sont des régions de la galaxie où l’hydrogène neutre est présent. Ces régions de gaz chaud et froid sont entrecoupées les unes des autres, et la densité et la température en tout point particulier de l’espace changent constamment.

Gaz interstellaire ultra chaud

Bien que les températures de 10 000 K trouvées dans les régions H II puissent sembler chaudes, elles ne constituent pas la phase la plus chaude du milieu interstellaire. Une partie du gaz interstellaire est à une température d’un million de degrés, même s’il n’y a pas de source de chaleur visible à proximité. La découverte de ce gaz interstellaire ultra chaud a été une grande surprise. Avant le lancement des observatoires astronomiques dans l’espace, qui pouvaient voir les rayonnements dans les parties ultraviolette et X du spectre, les astronomes supposaient que la majeure partie de la région entre les étoiles était remplie d’hydrogène à des températures qui n’étaient pas plus élevées que celles trouvées dans les régions H II. Mais les télescopes lancés au-dessus de l’atmosphère terrestre ont obtenu des spectres ultraviolets contenant des raies interstellaires produites par des atomes d’oxygène qui ont été ionisés cinq fois. Pour arracher cinq électrons de leur orbite autour d’un noyau d’oxygène, il faut beaucoup d’énergie. Des observations ultérieures effectuées à l’aide de télescopes à rayons X en orbite ont révélé que la galaxie est remplie de nombreuses bulles de gaz émetteur de rayons X. Pour émettre des rayons X, et contenir des atomes d’oxygène qui ont été ionisés cinq fois, le gaz doit être chauffé à des températures d’un million de degrés ou plus.

Figure 5. Vela Supernova Remnant : Il y a environ 11 000 ans, une étoile mourante dans la constellation de Vela a explosé, devenant aussi brillante que la pleine lune dans le ciel de la Terre. Vous pouvez voir les faibles filaments arrondis de cette explosion au centre de cette image colorée. Les bords du vestige entrent en collision avec le milieu interstellaire, chauffant le gaz qu’ils traversent à des températures de millions de K. Les télescopes dans l’espace révèlent également une sphère lumineuse de rayonnement X provenant du vestige. (crédit : Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA FITS Liberator, Davide De Martin)

Les théoriciens ont maintenant montré que la source d’énergie produisant ces températures remarquables est l’explosion d’étoiles massives à la fin de leur vie (figure 5). De telles explosions, appelées supernovae, seront abordées en détail dans le chapitre sur La mort des étoiles. Pour l’instant, nous dirons simplement que certaines étoiles, à la fin de leur vie, deviennent instables et explosent littéralement. Ces explosions projettent des gaz dans l’espace interstellaire à des vitesses de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde (jusqu’à environ 30 % de la vitesse de la lumière). Lorsque ce gaz éjecté entre en collision avec du gaz interstellaire, il produit des chocs qui chauffent le gaz à des millions ou des dizaines de millions de degrés.

Les astronomes estiment qu’une supernova explose à peu près tous les 100 ans quelque part dans la Galaxie. En moyenne, les chocs lancés par les supernovae balaient un point donné de la Galaxie environ une fois tous les quelques millions d’années. Ces chocs maintiennent une partie de l’espace interstellaire remplie de gaz à des températures de plusieurs millions de degrés, et ils perturbent continuellement le gaz plus froid, le maintenant dans un mouvement constant et turbulent.

Nuages moléculaires

Quelques molécules simples dans l’espace, comme CN et CH, ont été découvertes il y a des décennies parce qu’elles produisent des lignes d’absorption dans les spectres de lumière visible des étoiles situées derrière elles. Lorsque des équipements plus sophistiqués permettant d’obtenir des spectres dans les longueurs d’onde radio et infrarouge sont devenus disponibles, les astronomes – à leur grande surprise – ont découvert des molécules beaucoup plus complexes dans les nuages interstellaires également.

De même que les atomes laissent leurs « empreintes digitales » dans le spectre de la lumière visible, la vibration et la rotation des atomes au sein des molécules peuvent laisser des empreintes spectrales dans les ondes radio et infrarouges. Si nous étalons le rayonnement à ces grandes longueurs d’onde, nous pouvons détecter dans les spectres des lignes d’émission ou d’absorption qui sont caractéristiques de molécules spécifiques. Au fil des ans, les expériences menées dans nos laboratoires nous ont montré les longueurs d’onde exactes associées aux changements de rotation et de vibration de nombreuses molécules courantes, ce qui nous a donné un modèle de raies possibles auxquelles nous pouvons maintenant comparer nos observations de la matière interstellaire.

La découverte de molécules complexes dans l’espace a été une surprise, car la majeure partie de l’espace interstellaire est remplie de lumière ultraviolette provenant des étoiles, et cette lumière est capable de dissocier les molécules (les briser en atomes individuels). Rétrospectivement, cependant, la présence de molécules n’est pas surprenante. Comme nous le verrons plus en détail dans la prochaine section, et comme nous l’avons déjà vu plus haut, l’espace interstellaire contient également des quantités importantes de poussière capable de bloquer la lumière des étoiles. Lorsque cette poussière s’accumule en un seul endroit, il en résulte un nuage sombre où la lumière ultraviolette des étoiles est bloquée et où les molécules peuvent survivre. Les plus grandes de ces structures sont créées lorsque la gravité attire le gaz interstellaire pour former des nuages moléculaires géants, des structures aussi massives qu’un million de fois la masse du Soleil. Dans ces nuages, la plupart de l’hydrogène interstellaire a formé la molécule H2 (hydrogène moléculaire). D’autres molécules plus complexes sont également présentes en bien plus petites quantités.

Les nuages moléculaires géants ont des densités de centaines à milliers d’atomes par cm3, bien plus denses que ne l’est en moyenne l’espace interstellaire. En conséquence, bien qu’ils ne représentent qu’une très petite fraction du volume de l’espace interstellaire, ils contiennent une fraction importante – 20 à 30 % – de la masse totale du gaz de la Voie lactée. En raison de leur forte densité, les nuages moléculaires bloquent la lumière ultraviolette des étoiles, principal agent de chauffage de la plupart du gaz interstellaire. Par conséquent, ils ont tendance à être extrêmement froids, avec des températures typiques proches de 10 K (-263 °C). Les nuages moléculaires géants sont également les sites où se forment les nouvelles étoiles, comme nous le verrons plus loin.

Figure 6. Fullerène C60 : cette perspective tridimensionnelle montre l’arrangement caractéristique en forme de cage des 60 atomes de carbone dans une molécule de fullerène C60. Le fullerène C60 est également connu sous le nom de « buckyball », ou sous son nom complet, buckminsterfullerène, en raison de sa similitude avec les dômes architecturaux à plusieurs faces conçus par l’inventeur américain R. Buckminster Fuller.

C’est dans ces régions sombres de l’espace, protégées de la lumière des étoiles, que les molécules peuvent se former. Les réactions chimiques qui se produisent à la fois dans le gaz et à la surface des grains de poussière conduisent à des composés beaucoup plus complexes, dont des centaines ont été identifiés dans l’espace interstellaire. Parmi les plus simples d’entre eux, on trouve l’eau (H2O), le monoxyde de carbone (CO), produit par les incendies sur Terre, et l’ammoniac (NH3), dont vous reconnaissez l’odeur dans les produits d’entretien ménager puissants. Le monoxyde de carbone est particulièrement abondant dans l’espace interstellaire et constitue le principal outil utilisé par les astronomes pour étudier les nuages moléculaires géants. Malheureusement, la molécule la plus abondante, H2, est particulièrement difficile à observer directement car dans la plupart des nuages moléculaires géants, elle est trop froide pour être émise, même aux longueurs d’onde radio. Le CO, qui tend à être présent partout où l’on trouve du H2, est un bien meilleur émetteur et est souvent utilisé par les astronomes pour tracer l’hydrogène moléculaire.

Les molécules plus complexes que les astronomes ont trouvées sont pour la plupart des combinaisons d’atomes d’hydrogène, d’oxygène, de carbone, d’azote et de soufre. Beaucoup de ces molécules sont organiques (celles qui contiennent du carbone et sont associées à la chimie du carbone de la vie sur Terre). Elles comprennent le formaldéhyde (utilisé pour préserver les tissus vivants), l’alcool (voir l’encadré sur les cocktails dans l’espace) et l’antigel.

En 1996, les astronomes ont découvert de l’acide acétique (l’ingrédient principal du vinaigre) dans un nuage situé en direction de la constellation du Sagittaire. Pour équilibrer l’aigre et le doux, un sucre simple (glycolaldéhyde) a également été découvert. Les plus grands composés encore découverts dans l’espace interstellaire sont des fullerènes, des molécules dans lesquelles 60 ou 70 atomes de carbone sont disposés dans une configuration en forme de cage (voir figure 6). Voir le tableau 1 pour une liste de quelques-unes des molécules interstellaires les plus intéressantes qui ont été découvertes jusqu’à présent.

Les nuages interstellaires froids contiennent également du cyanoacétylène (HC3N) et de l’acétaldéhyde (CH3CHO), généralement considérés comme des points de départ pour la formation des acides aminés. Ces derniers sont des éléments constitutifs des protéines, qui font partie des produits chimiques fondamentaux à partir desquels sont construits les organismes vivants sur Terre. La présence de ces molécules organiques n’implique pas que la vie existe dans l’espace, mais elle montre que les éléments chimiques constitutifs de la vie peuvent se former dans un large éventail de conditions dans l’univers. À mesure que nous en apprenons davantage sur la façon dont les molécules complexes sont produites dans les nuages interstellaires, nous comprenons mieux les types de processus qui ont précédé les débuts de la vie sur Terre il y a des milliards d’années.

Glossaire

Nuage moléculaire : un grand nuage interstellaire dense et froid ; en raison de sa taille et de sa densité, ce type de nuage peut empêcher le rayonnement ultraviolet d’atteindre son intérieur, où les molécules peuvent se former

Région H II : la région d’hydrogène ionisé dans l’espace interstellaire

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