Le gaz interstellaire


Si les poussières ont un effet plus visible que le gaz, c’est ce dernier qui constitue 99 pour cent de la masse du milieu interstellaire. Suivant la température et la densité, le gaz, essentiellement de l’hydrogène, peut se retrouver sous trois formes : atomes, ions ou molécules.

Nébuleuse de la tête de cheval

La nébuleuse de la tête de cheval, située à 1400 années-lumière. La nébuleuse rougeâtre est une région HII de gaz ionisé appelée IC 434. La zone sombre est un nuage de poussière appelé Barnard 33. Crédit : ESO/VLT

L’hydrogène atomique

Les régions de température et de densité moyennes sont formées d’hydrogène atomique. Sous cette forme, le gaz n’émet pas de rayonnement visible, ce qui complique son étude. Il a fallut attendre l’avènement de la radioastronomie pour pouvoir observer ces régions et déterminer leurs propriétés. En effet, l’atome d’hydrogène présente une émission dans le domaine radio à une longueur d’onde de 21 centimètres. Ce rayonnement a été détecté pour la première fois en 1951. Il a depuis lors permis d’étudier de nombreuses propriétés des régions d’hydrogène atomique comme leur distribution, leur température, leur densité et leur mouvement.

Deux différents types de régions d’hydrogène atomique ont été mis en évidence. D’abord des nuages froids à environ -200 degrés Celsius, appelés régions HI. Ces nuages ont chacun une cinquantaine de masses solaires et une densité de l’ordre de plusieurs atomes par centimètre cube. Le deuxième type est un milieu plus chaud, à quelques milliers de degrés, mais moins dense, avec moins d’un atome par centimètre cube. C’est dans ce milieu que baignent les régions HI.  En guise de comparaison, la densité de l’air que nous respirons est d’un milliard de milliards de molécules par centimètre cube.

Les régions ionisées

Le milieu interstellaire contient également des régions où l’hydrogène se trouve sous forme d’ions. Électron et proton ne sont plus associés au sein d’un atome, mais séparés et libres. Ces régions ont une température moyenne de 10.000 degrés.

Les régions ionisées n’apparaissent que dans des environnements très particuliers, par exemple dans le voisinage des étoiles massives émettant de grandes quantités de rayons gamma. Un autre environnement possible est le gaz éjecté à très grande vitesse lors d’une explosion d’une supernova. Lorsque ce gaz rencontre le milieu interstellaire, des forces de friction apparaissent qui chauffent le gaz et l’ionisent. Ce processus conduit à des filaments brillants qui forment une magnifique coquille autour du reste de l’étoile.

Des conditions encore plus extrêmes ont été révélées par les missions spatiales d’observation dans les courtes longueurs d’onde. Celles-ci ont mis en évidence un fond de rayons X provenant de toutes les directions du ciel. Ce fond diffus est lié à la présence tout autour de nous d’un gaz très chaud, à plus d’un million de degrés, appelé le gaz coronal. Son origine est probablement liée aux explosions de supernovae car, lors d’un tel événement, une bulle de gaz peu dense mais extrêmement chaude apparaît et s’étend autour de l’étoile.

Il est probable que de nombreuses bulles de ce type existent dans le voisinage du Soleil et que la somme de leur rayonnement est à l’origine du fond diffus dans les rayons X. Les missions spatiales ont en particulier mis en évidence la bulle locale, une région de 300 années-lumière de diamètre qui contient le Soleil et dans laquelle la densité de gaz est plus faible qu’en moyenne. Certains astronomes pensent que cette bulle est liée à l’explosion d’une supernova proche dont le pulsar de Geminga, une source très intense de rayons gamma, est le résidu.

L’hydrogène moléculaire

La dernière forme sous laquelle la matière interstellaire peut se présenter est un nuage moléculaire dans lequel les atomes se sont associés pour former des molécules. La température de ces nuages se situe à une dizaine de degrés du zéro absolu et leur densité est de l’ordre du millier de molécules par centimètre cube.

Constitués essentiellement d’hydrogène moléculaire (H2), ces nuages sont difficiles à observer. En effet, l’hydrogène sous forme de molécule n’émet pas de rayonnement facilement détectable. Il faut donc avoir recours à un autre constituant de ces nuages, le monoxyde de carbone (CO), qui émet un rayonnement à des longueurs d’onde de l’ordre du millimètre.

L’étude des nuages moléculaires a commencé au milieu des années 1970. Elle a révélé que la grande majorité de l’hydrogène moléculaire se trouve dans des nuages gigantesques dont la taille est comprise entre 50 et 300 années-lumière. Ces nuages moléculaires géants ont une masse entre 100.000 et un million de masses solaires et l’on en dénombre environ 5000 dans notre galaxie.

D’autres observations ont révélé la présence de près d’une centaine de molécules différentes dans ces nuages. On y trouve de nombreuses molécules organiques, en particulier certaines qui sont essentielles à la vie. Les nuages moléculaires contiennent également des poussières. Du fait de leur densité relativement élevée, ces nuages sont opaques et apparaissent donc dans le ciel comme des zones sombres, soit des trous dans la distribution des étoiles. Un exemple bien connu est la nébuleuse de la Tête de Cheval.


Page mise à jour le 30 août 2017 par Olivier Esslinger