Le milieu interstellaire


Introduction

introductionIntroduction

L'espace compris entre les étoiles de notre Galaxie n'est pas vide ; il est constitué d'un mélange extrêmement dilué de gaz et de poussières : le milieu interstellaire, que nous désignerons par l'abréviation MIS dans la suite de chapitre.

Dans ce milieu, 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.

Le milieu interstellaire est bien visible sur la photo de la galaxie du Sombrero ci-contre. Les zones sombres signalent la présence des poussières qui absorbent la lumière des étoiles. Les poussières, et le gaz associé, sont concentrés dans un disque étroit autour du plan moyen de la galaxie. La photo donne une idée de ce que verrait un observateur extérieur à notre galaxie en l'observant par la tranche.

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La galaxie du Sombrero (M 104) et son disque de poussières
Crédit : ESO

Le gaz est principalement constitué d'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers ; ce dernier existe sous forme atomique ou moléculaire. Le gaz interstellaire contient aussi quelques traces d'éléments plus lourds, également sous la forme d'atomes ou de molécules.

La poussière interstellaire se présente sous la forme de grains extrêment petits, dont la taille typique est de l'ordre d'une fraction de micron (1 micron = un millionième de mètre). La composition chimique des grains de poussière interstellaire est variée : on y trouve du graphite, des silicates, des carbonates.


Le gaz et la poussière interstellaires

Le milieu interstellaire, mélange de particules gazeuses (atomes et molécules) et de grains de poussière, dans la proportion de 1012 à 1, est extrêmement ténu : on y rencontre des densités de gaz, en nombre de particules par cm3, qui varient de quelques unités dans les zones les plus diffuses, à quelques dizaines ou centaines de milliers dans les régions les plus denses. Ces densités sont extêmement faibles : le milieu interstellaire est plus ténu que les vides les plus poussés que l'on sait réaliser en laboratoire.

Bien qu'extrêmement ténu, le milieu interstellaire occupe un espace si vaste qu'il représente une masse de 10 à 15% de celle de l'ensemble des étoiles de notre Galaxie, c'est à dire de l'ordre de 10 à 15 milliards de fois la masse de notre Soleil. Les grains de poussière représentent 1% de la masse totale du milieu interstellaire.

La photographie de la galaxie Centaurus A montre que le milieu interstellaire a une structure extrêmement complexe. On y observe des régions sombres, nuages où le gaz et la poussière sont intimement mêlés, qui côtoient des zones brillantes, appelées nébuleuses, principalement composées de gaz illuminé par les étoiles voisines.

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La structure complexe du milieu interstellaire dans la galaxie Centaurus A
Crédit : ESO

Les rayonnements électromagnétique et cosmique

Le gaz et la poussière ne sont pas les seuls constituants du MIS. Ce dernier baigne en effet dans un rayonnement électromagnétique couvrant toutes les longueurs d'onde, depuis les rayonnements gamma et X, les plus énergétiques correspondant aux très courtes longueurs d'onde, jusqu'au rayonnement radio, le moins énergétique, en passant par les rayonnements ultraviolet, visible et infrarouge.

Ces rayonnements sont produit par les étoiles, les enveloppes et nébuleuses qui leur sont associés à certaines étapes de l'évolution stellaire, et également au sein des différentes composantes (nuages, poussières, nébuleuses...) du MIS, au cours de processus physiques extrêmement variés.

A côté du rayonnement électromagnétique, le MIS est baigné par un rayonnement de type corpusculaire : le rayonnement cosmique, constitué de particules animées de très grandes vitesses, proches de celle de la lumière.

Ces particules sont d'une part, des noyaux d'atomes qui portent une charge électrique positive, essentiellement des protons (noyaux d'atomes d'hydrogène), et des particules alpha (noyaux d'atomes d'hélium) et, d'autre part, des électrons.

Les particules du rayonnement cosmique sont produites lors des explosions de supernovae, ultime étape de l'évolution des étoiles les plus massives. Les particules sont libérées par l'explosion de l'étoile et éjectées dans le milieu interstellaire avec une très grande énergie. Elles peuvent être accélérées en traversant les champs magnétiques, de structures et d'intensités extrêmement variées, qui baignent le MIS.


Les régions d'hydrogène ionisé (HII)

Le milieu interstellaire est observable directement, notemment en lumière visible, sous la forme de nébuleuses diffuses plus ou moins brillantes et contrastées. La plus brillante, -elle est visible à l'œil nu-, et l'une des plus célèbres, est la nébuleuse d'Orion, représentée dans la figure ci-contre.

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La nébuleuse d'Orion (Messier 42) région d'hydrogène ionisé (HII)
Crédit : ESO

Il s'agit d'un nuage d'hydrogène atomique soumis au rayonnement ultraviolet intense émis par quelques étoiles très lumineuses et chaudes (de type spectral O ou B) dont les quatre plus brillantes, formant le trapèze d'Orion, sont visibles sur la photo.

Ces étoiles émettent l'essentiel de leur rayonnement dans le domaine ultraviolet, c'est dire de longueur d'onde inférieure à 300 nm. Les plus énergétiques de ces photons, ceux dont la longueur d'onde est inférieure à 91,2 nm, peuvent ioniser l'atome d'hydrogène en lui arrachant un électron. Une région, composée d'un mélange de protons et d'électrons, appelée région HII, se forme autour des étoiles brillantes.

Les zones brillantes et diffuses que l'on observe sur les photographies, sont dues au rayonnement fluorescent qui est produit lorsque l'electron se recombine sur le proton pour former un atome d'hydrogène. Celui-ci est formé dans un état d'énergie élevée et se désexcite en emettant des photons sous forme de cascades radiatives. Le rayonnement émis s'étend du domaine visible jusqu'aux domaines infrarouge et radio.


L'hydrogène interstellaire neutre (HI)

L'hydrogène est le constituant principal de l'univers et donc du milieu interstellaire des galaxies. Si les nébuleuses d'hydrogène ionisé sont directement observables en lumière visible (cf page précédente), il a fallu attendre l'avènement de la radioastronomie pour observer l'hydrogène atomique sous la forme neutre.

L'atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron en "orbite" autour de lui. L'électron se comporte comme s'il était animé d'un mouvement de rotation sur lui même. Spontanément, mais avec une très faible probabilité d'une fois tous les 11 millions d'années, le sens de rotation de l'électron s'inverse : ceci entraîne l'émission d'une onde électromagnétique de longueur d'onde 21 cm (de fréquence 1420 MegaHertz), dans le domaine radio.

La raie 21 cm a été observée pour la première fois en 1951 en utilisant des radiotélescopes implantés aux USA, en Australie et aux Pays-Bas. Cette raie est observable partout dans notre Galaxie ; son intensité est plus grande dans une zone étroite correspondant à la Voie Lactée, c'est à dire dans le disque où sont concentrées la grande majorité des étoiles de notre Galaxie. La raie 21 cm est émise au sein de nuages de gaz principalement constitués d'hydrogène neutre et appelés régions ou nuages HI.

La raie 21 cm, peu absorbée par le MIS, permet d'observer toute notre Galaxie, y compris les régions situées au delà du centre. La distribution spatiale des nuages HI, déterminée à partir des variations d'intensité de la raie 21 cm a permis de montrer que notre Galaxie possédait une structure spirale.

La figure ci-contre montre la distribution de l'intensité de la raie 21 cm dans notre Galaxie, en fonction de la longitude et de la latitude galactiques. Les zones brillantes correspondent au maximum d'intensité et donc d'abondance de HI. Cette dernière est maximale dans le plan moyen de la Galaxie (la ligne brillante qui traverse toute la figure). Mais on peut voir que l'hydrogène neutre est présent partout et peut s'étendre à de très hautes latitudes galactiques. Des "ponts" d'hydrogène ayant la forme de filaments reliant le plan de notre Galaxie et ses zones extérieures, son halo, sont nettement visibles sur la figure.

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Un ciel plein d'hydrogène !
Crédit : J. Dickey (UMn-USA) & F. Lochman (NRAO-USA)

Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus

La matière interstellaire n'existe pas que sous la seule forme des nuages atomiques HI, elle est aussi distribuée dans des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées.

Les nuages moléculaires géants sont constitués d'un mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm3 et leur température varie entre 10 et 150 K. La nébuleuse de l'Aigle en est un exemple typique.

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La nébuleuse de l'Aigle (Messier 16)
Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions HII, comme on peut le voir sur l'image de la nébuleuse RCW 38. Ces régions HII sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est à dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours.

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Le nuage moléculaire associé à la nébuleuse RCW 38
Crédit : ESO

A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leur masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm3) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O...) ou ionisés (C+, Mg+, Si+...). Les plus denses d'entre eux contiennent quelques molécules simples neutres (H2, CO, CH, CN, OH, H2O...) ou ionisées (CH+...). Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière.

De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. Un bel exemple est fourni par la nébuleuse du Caméléon.

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Nébuleuses par réflexion dans la constellation du Caméléon
Crédit : ESO

Nuages interstellaires sombres et globules

Les nuages moléculaires sombres et les globules se présentent comme des taches sombres plus ou moins régulières masquant la lumière d'étoiles situées en arrière plan. L'un des plus fameux est la nébuleuse de la Tête de Cheval.

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Nébuleuse de la Tête de Cheval
Crédit : ESO - VLT

Ces nuages interstellaires ont un contenu moléculaire aussi riche que celui des nuages géants, leur densité est comparable, voire plus élevée (quelques dizaines de milliers de particules /cm3), mais ils sont plus froids (une température de l'ordre de 10°K, voire moins). Les poussières dans ces zones denses absorbent plus ou moins complètement la lumière des étoiles situées derrière, d'où leur aspect de taches sombres, particulièrement visibles dans la photographie du globule B 68.

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Le globule de Bok B 68
Crédit : ESO - VLT

Les nuages sombres peuvent présenter des formes plus complexes comme c'est le cas par exemple des globules de Thackeray.

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Les globules de Thackeray dans IC 2944
Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

Les observations en infrarouge ont permis de mettre en évidence la présence de sources ponctuelles au sein de certains nuages sombres . Quelques sources IR ont été identifiées comme des étoiles en formation, dont seul le rayonnement infrarouge, moins absorbé par les poussières, parvient à sortir du nuage.

Le telescope spatial Hubble a même permis de détecter un disque protoplanétaire en formation.

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Disque protoplanétaire en formation dans la nébuleuse d'Orion
Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

La présence de proto-étoiles et de disques proto-planétaires dans les nuages sombres montrent qu'ils sont, comme les nuages moléculaires géants, le siège d'une formation continue d'étoiles qui se poursuit à l'époque actuelle.


Les molécules interstellaires, produits d'une chimie très élaborée

Les premières observations de molécules dans le MIS remontent à 1941 : les molécules : CH, CH+ et CN ont été détectées dans un nuage diffus, grace à leurs raies observées en aborption dans le domaine visible le spectre de l'étoile Dzeta Ophiuchii.

L'avènement de la radioastronomie en ondes centimétriques et décimétriques, outre la découverte de l'hydrogène atomique, a permis la découverte du radical hydroxyle OH (en 1963) et des premières molécules polyatomiques : l'ammoniac NH3 (en 1968), l'eau H2O et le formaldéhyde H2CO (en 1969).

C'est le développement de la radioastronomie dans le domaine des ondes millimétriques et sub-millimétriques, à partir des années 1970, qui a permis de découvrir la plupart des molécules interstellaires. La première molécule découverte dans ce domaine de longueur d'onde est la molécule de monoxyde de carbone CO. C'est la molécule la plus abondante, après H2  : elle sert de traceur du gaz moléculaire dans notre Galaxie et les galaxies extérieures.

A ce jour, 150 molécules ont été identifiées dans le MIS. On peut en consulter la liste sur les sites suivants : http://aramis.obspm.fr/mol/index.html et http://www.cv.nrao.edu/~awootten/allmols.html

On y trouve des molécules simples bien connues, comme par exemple le chlorure de sodium NaCl (sel de cuisine !). Beaucoup de molécules organiques ont été détectées ; parmi les plus courantes : le méthane CH4, l'alcool éthylique C2H5OH, l'acide acétique CH3COOH (qui entre dans la composition du vinaigre !), l'acétone CH3COCH3, et même un sucre : le dihydroxyacétone (CH2OH)2CO.

La molécule la plus complexe découverte jusqu'ici est une longue chaîne carbonée de 13 atomes : le cyanodécapentayne HC11N. Elle fait partie de la famille des cyano-poly-ines dont tous les éléments plus simples : HC3N, HC5N, HC7N et HC9N ont également été détectés dans le MIS.

Il est remarquable que dans un ultra-vide, que sont en fait les nuages interstellaires, où règnent des conditions physiques extrêmes, puissent se former des molécules, et en particulier des molécules organiques, aussi complexes. L'acide aminé le plus simple, la glycine : NH2CH2COOH, est une molécule moins complexe que les molécules les plus complexes détectées à ce jour. Néanmoins, toutes les tentatives de détection de la glycine dans le MIS ont échoué jusqu'ici.

Une autre caractéristique de la composition chimique du MIS est la présence de cations (ions chargés positivement), et en particulier, de cations moléculaires, tels : CH+, SO+, H3 +, HCO+, HCS+, N2H+, H3O+, HOCO+, H2COH+, HCNH+, HC3NH+. Comme nous le verrons plus loin, les cations jouent un rôle fondamental dans la chimie interstellaire. Les anions (ions chargés négativement) sont aussi présents dans le MIS, mais en nombre beaucoup plus restreint.


Exercice : Identification de molécules interstellaires

exerciceIdentification de molécules interstellaires

Les molécules interstellaires sont formées à partir des éléments les plus abondants de l'univers, à savoir : H, C, N, O et S. On trouve cependant des molécules contenant des éléments beaucoup plus rares. En vous référant à l'une des deux listes de molécules interstellaires indiquées dans le cours :

Question 1)

Pouvez-vous citer cinq molécules interstellaires contenant du silicium Si ?

Question 2)

Combien de molécules différentes contiennent du chlore, Cl ? Pouvez-vous les citer ?

Question 3)

Même question, mais pour des molécules contenant du phosphore, P.


La chimie interstellaire en phase gazeuse

Le nombre, la diversité, la complexité (en particulier des composés organiques) des molécules détectées dans les nuages interstellaires sont la preuve qu'une chimie active et très élaborée est en œuvre dans le MIS.

Aux faibles densités et températures qui règnent dans ce milieu, les collisions entre particules sont extêmement rares : elles se produisent néanmoins et peuvent se transformer en collisions réactives, c'est dire en réactions chimiques conduisant à la transformation d'espèces chimiques. On peut citer en exemple la réaction suivante :

C+ + H2O HCO+ + H

L'animation ci-dessous présente la suite des réactions qui conduisent à la formation de la molécule CO, la plus abondante après H2. On parle de réactions en phase gazeuse. Seules les réactions exothermiques, c'est à dire qui se produisent spontanément en libérant de l'énergie, participent à la chimie du MIS compte tenu des faibles températures prévalant dans ce milieu.

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Ensemble de réactions chimiques conduisant à la formation de CO
Crédit : Astrophysique sur Mesure / Yves-Paul Viala et Gilles Bessou

La synthèse des molécules complexes observées dans le MIS est le résultat d'un ensemble de plusieurs milliers de réactions chimiques en phase gazeuse. Ces réactions chimiques se classent en différents types qu'il n'est pas possible de détailler ici.


Exercice : Un mécanisme efficace pour former des molécules

exerciceUn mécanisme efficace pour former des molécules

Différentes catégories de réactions chimiques, trop nombreuses pour être détaillées dans ce cours, peuvent conduire à la formation des molécules interstellaires. L'un des processus chimiques les plus efficaces, parce que libérant spontanément une grande quantité d'énergie est la recombinaison, sur un électron, d'un ion moléculaire qui se casse en plusieurs "morceaux" : c'est pourquoi on nomme ce type de réaction une recombinaison dissociative.

Un exemple de recombinaison dissociative est donné dans l'animation qui présente la formation de CO dans la page précédente : il s'agit de la dernière réaction qui conduit à CO :

HCO+ + e- CO + H

Question 1)

Pouvez-vous indiquer les ions moléculaires les plus simples, observés dans le mileu interstellaire, dont la recombinaison dissociative conduit à : CS, N2, H2O et HCN.

Question 2)

Quelles sont les deux molécules di-atomiques observées auxquelles peut conduire le recombinaison dissociative de l'ion HCO+, dont la formule développée est H-C+=O.

Question 3)

La recombinaison dissociative de l'ion moléculaire H3CO+ peut conduire aux espèces CO (monoxyde de carbone), HCO et H2CO (formaldéhyde), toutes trois observées dans le milieu interstellaire. Pouvez-vous écrire les réactions chimiques correspondantes.


Chimie interstellaire sur les grains de poussière

L'enchaînement de réactions chimiques en phase gazeuse peut conduire à la formation des molécules interstellaires, même les plus complexes. Cette production de molécules requiert cependant la présence de la molécule H2, nécessaire au démarrage de toute cette chimie interstellaire active et complexe.

Or, on ne peut pas former H2 directement par collision réactive entre deux atomes d'hydrogène car cette réaction ne peut se produire spontanément dans les conditions physique qui règnent dans le MIS. La formation de H2 interstellaire se produit à la surface des grains de poussière suivant le schéma illustré ci-dessous.

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La formation de H2 à la surface d'un grain de poussière
Crédit : Astrophysique sur Mesure / Yves-Paul Viala et Gilles Bessou

Les atomes d'hydrogène qui se déplacent dans le MIS du fait de l'agitation thermique, entrent en collision avec un grain de poussière et se collent à sa surface : c'est le phénomène d'adsorption. Ils ne restent pas immobiles mais sont au contraire animés d'une grande mobilité sur cette surface, se déplaçant très rapidement d'un site à un autre. Il arrive que deux atomes d'hydrogène, présents au même moment sur un même site, se recombinent pour former une molécule, le grain de poussière servant en quelque sorte de "catalyseur". La molécule formée peut alors être ré-injectée dans l'espace environnant : c'est le processus de désorption.

Des expériences de laboratoire et des études théoriques ont montré que la formation de H2 sur les grains de poussière est un processus efficace. A tel point que, si les conditions sont favorables (en particulier en l'absence de rayonnement UV au plus profond des nuages moléculaires), tout l'hydrogène existe sous la forme moléculaire. Cet hydrogène moléculaire initie la chimie interstellaire en phase gazeuse et la formation de molécules de plus en plus complexes.

Les processus conduisant à la formation de H2 sur des grains de poussière peuvent également entrer en jeu pour former d'autres molécules, jusqu'aux plus complexes molécules organiques observées. Une chimie intestellaire à la surface des grains de poussière, au moins aussi active et efficace, coexiste donc avec la chimie gazeuse. Elle semble même plus efficace que cette dernière pour former les molécules les plus complexes.

Des études théoriques et des mesures de laboratoire, couplées à des modèles élaborés de chimie interstellaire, ont permis de comprendre la richesse et la complexité de cette dernière. Les processus chimiques en œuvre, même dans les conditions extrêmes qui prévalent dans le milieu interstellaire, participent pleinement à la "complexification" de la matière cosmique, qui conduit des particules élémentaires aux constituants de la vie.


Conclusion

conclusionConclusion

Outre la grande diversité de ses composantes (poussières, gaz, rayonnements électromagnétiques et cosmiques, champs magnétiques), les autres caractéristiques fondamentales du milieu interstellaire sont l'extrême variété et complexité des structures qu'on y rencontre (nuages de gaz, globules, filaments, nébuleuses diffuses, ondes de choc) et des processus physiques et chimiques qui s'y déroulent.

Les processus chimiques enrichissent les nuages de gaz interstellaire en molécules organiques complexes et en poussières. C'est au sein de ces nuages, par contraction gravitationnelle et fragmentation du nuage, que se forment les nouvelles étoiles.

Au centre de la nébuleuse protostellaire, se situe le cœur très chaud de l'étoile en formation, où les molécules et les poussières sont dégradées en leurs constituants atomiques, enrichissant en éléments lourds la matière originelle de l'étoile nouvellement formée.

Les molécules et les poussières subsistent cependant dans les zones extérieures de la nébuleuse proto-stellaire, et en particulier dans le disque où se formeront les futures planètes. La chimie interstellaire contribue ainsi à l'enrichissement en composés complexes de la matière qui formera les éventuelles futures planètes.

Parmi les étoiles nouvellement formées, les plus massives d'entre elles exploseront en supernovae, ré-injectant dans le MIS environnant de nouveaux éléments lourds qui entreront à leur tour en jeu dans la chimie interstellaire...et le cycle recommence !

Ainsi, à l'instar des autres constituants de l'univers : étoiles, galaxies, amas de galaxies et de l'univers dans son ensemble, le milieu interstellaire au sein des galaxies est en perpétuelle évolution : il participe au recyclage de la matière cosmique et à sa "complexification" et joue un rôle déterminant dans l'évolution des galaxies et de leurs composantes.