Le cycle de transformation du milieu interstellaire

Le rôle central du MIS dans la formation stellaire

Les mécanismes qui induisent ou influencent le cycle du MIS déterminent le taux de conversion du gaz en étoiles, qui est un paramètre fondamental pour l’évolution des galaxies. Cela en fait un sujet de recherche très important en astrophysique. Plusieurs mécanismes de base qui entretiennent le cycle du MIS ont été identifiés (indiqués en rouge sur la Figure ci-dessous) et bien que plusieurs aspects posent encore question, ils permettent d'en comprendre les grandes étapes, que nous décrivons brièvement ci-dessous :

Cycle de condensation du MIS

1. La majorité de la masse du MIS se trouve dans la phase tiède diffuse, neutre ou ionisée (WIM ou WNM)
2. Sous l'effet d'une compression, par exemple passage d'une onde de choc, le gaz subit une instabilité thermique (voir ci-dessous) qui le fait passer dans la phase atomique froide (100 K, CNM), pour former un nuage HI plus dense.
3. Dans les zones abritées du flux UV interstellaire, l'hydrogène devient majoritairement moléculaire et il se forme un nuage moléculaire géant (GMC). Le rayonnement très efficace des molécules de CO refroidit le gaz, qui se condense sous l'effet de la pression ambiante et de l'auto-gravité.
4. Sous l'effet combiné de la turbulence et du champ magnétique, une structure filamentaire / fractale s'établit et des petits globules (appelés "coeurs denses") se forment dont certains deviennent instables par leur propre gravité et s’effondrent pour former des étoiles.

Cycle de ré-expansion du MIS

Une fois formées, les étoiles ont une forte rétroaction sur le MIS via plusieurs agents qui agissent en parallèle, et ont tendance à faire retourner le gaz de la phase dense à la phase diffuse tiède :

• Le rayonnement UV ionisant ou UV "extreme" (EUV > 13.6 eV) émis par les jeunes étoiles massives (type OB) forme autour d’elles des bulles d’hydrogène ionisé dénommées régions HII  qui progressent dans le nuage moléculaire jusqu’à en ioniser un vaste volume.
• Le rayonnement UV non ionisant, ou UV "lointain" (Far-UV : 6-13.6 eV) crée des « régions de photodissociation » ou PDR (d'après l'acronyme anglais pour "Photo-Dissociation Regions") à l’interface avec le nuage moléculaire environnant, où le gaz est chauffé par effet photo-électrique sur les grains et s’évapore pour retourner dans la phase diffuse tiède.
• La perte de masse : les étoiles jeunes, les étoiles chaudes de type OB, et les étoiles en fin de vie (géantes rouges) ont une perte de masse intense qui balaye et sculpte le MIS ambiant via des ondes de choc, sur des échelles atteignant plusieurs pc. Il se creuse ainsi dans le milieu ambiant des cavités en expansion remplies par les éjecta stellaires plus diffus, qui peuvent finir par occuper une large fraction de volume du nuage. Sous l'effet de cette expansion, une partie du nuage parent peut atteindre la vitesse de libération et se trouver expulsé dans la phase diffuse.
• Les explosions de supernovae : ces événements très violents génèrent des ondes de choc gigantesques et d'immenses bulles de gaz très chaud appelées restes de supernovae (ou SNR pour SuperNova Remnant) qui se répandent ensuite dans la Galaxie pour alimenter la phase ionisée chaude (HIM), aux alentours de 10⁶ K.

Par l'effet cumulatif du rayonnement UV et des ondes de chocs, les étoiles massives finissent par détruire leur nuage moléculaire parent en quelques millions d'années ; le cycle du MIS est alors bouclé et un nouveau cycle peut commencer.