Sources et réservoirs : Page pour l'impression

Le MIS est un milieu dissipatif semi-ouvert ; en même temps qu'il perd de l'énergie par émission de rayonnement à diverses longueurs d'onde qui s’échappent dans l'environnement extragalactique (voir le chapitre correspondant), il reçoit aussi de l'énergie par plusieurs sources « externes » qui le maintiennent en état de semi-équilibre et régulent son cycle de condensation et de transformation :

la rotation différentielle de la Galaxie autour de son centre, qui induit ondes spirales et cisaillement dans le gaz
les étoiles
les rayons cosmiques (particules relativistes)
le rayonnement fossile du fond cosmologique

Une partie de cette énergie externe est transférée dans d'autres réservoirs d'énergie interne et de pression, qui communiquent et échangent entre eux :

rayonnement diffus de la poussière (dans l'infrarouge) et du gaz ionisé chaud (dans le domaine X ou radio)
énergie magnétique (amplifiée par l'effet dynamo de la rotation galactique et par la compression du gaz)
énergie cinétique (turbulence, rotation, ondes de choc générées par les ejecta stellaires, collisions entre nuages…)
énergie thermique (du gaz et des grains)

Une description et compréhension exhaustive du milieu interstellaire nécessite donc de prendre en compte les interactions et transferts entre tous ces différents sources et réservoirs d'énergie, qui détermineront sa structuration en densité et son évolution thermique et chimique.

Dans le voisinage solaire, les densités d'énergie sous forme de photons, de rayonnement cosmique, de champ magnétique et des mouvements du milieu interstellaire sont comparables, de l'ordre de 0.5-1 eV cm^-3.

Densités d'énergie dans le voisinage solaire
Forme d'énergie	Densité d'énergie (eV cm^-3)
rayonnement cosmologique (CMB : T=2.7 K)	0.265
rayonnement de la poussière	0.31
rayonnement stellaire	0.54
énergie cinétique thermique	0.49
énergie cinétique turbulente	0.22
énergie magnétique	0.89
énergie des rayons cosmiques	0.8

Remarque

La coïncidence entre ces différentes formes d'énergie, appelée « équipartition », n'est pas fortuite, mais résulte des transferts et des interactions efficaces entre ces composantes.

Par exemple, si la densité d'énergie des rayons cosmiques était beaucoup plus élevée, le milieu interstellaire magnétisé ne serait pas capable de les confiner et ils pourraient s'échapper librement de la Galaxie. La densité d'énergie des rayons cosmiques piégés dans la Galaxie tend donc vers l'équipartition avec l’énergie magnétique.

De la même façon, les densités d'énergie magnétique et cinétique sont comparables très probablement à cause du couplage entre le champ magnétique et les mouvements du fluide (le champ magnétique est amplifié par effet dynamo et par compression dans les ondes de choc).

Enfin, si la densité d'énergie du rayonnement interstellaire n'était pas du même ordre que celle du gaz, la pression de rayonnement qui agit sur la poussière comprimerait le gaz jusqu’à ce que leurs pressions deviennent comparables. Notons cependant que dans les nuages denses où le rayonnement stellaire pénètre peu, l’énergie sous forme de rayonnement devient négligeable par rapport aux autres réservoirs.

Notons aussi que si l’énergie thermique est du même ordre que l’énergie turbulente dans la « bulle locale » chaude où se situe le soleil, la grande majorité du gaz interstellaire est dans la situation inverse où la turbulence l’emporte sur l’agitation thermique : les mouvements turbulents y sont supersoniques, et contribuent de façon majeure à la pression.

Réservoirs d'énergie : champ de rayonnement

Des photons de toutes énergies baignent le milieu interstellaire. Ils ont pour principale origine les étoiles, les grains, et le fond cosmologique. Ce champ de rayonnement est une forme d'énergie importante. Mais son intensité et sa distribution spectrale dépendent fortement de l'endroit où l'on se trouve : distance aux étoiles chaudes, et quantité de poussière sur la ligne de visée vers la source (mesurée par l'extinction A_V en magnitudes).

Rayonnement stellaire (UV, VIS, IR)

Les étoiles créent un rayonnement interstellaire diffus dans la Galaxie. Le rayonnement ultraviolet (UV) est dominé par la contribution des étoiles massives, très chaudes (de type O-B), la lumière visible est associée à des étoiles de type A, tandis que les étoiles de type K-M fournissent une contribution infrarouge. Le champ ultraviolet interstellaire est celui qui a l'impact le plus important sur le MIS : Au dessus de 13.6 eV il possède l'énergie suffisante pour photoioniser l'hydrogène (voire l'Helium) et créer des régions de gaz ionisé (régions HII); cependant, du fait de la forte abondance de H et He, ce rayonnement est entièrement absorbé dans une région limitée(appelée Sphère de Stromgren) autour des étoiles massives, de taille inférieure à quelques pc. Par contre, le rayonnement UV non ionisant, d'énergie inférieure à 13.6 eV, est moins absorbé et peut pénétrer plus loin dans le milieu jusqu'à rejoindre les régions d'interface appellée régions de photodissociation (PDR) entre régions HII et nuage moléculaire parent. Là, il y photoexcite et photodissocie les molécules, photoionise les nombreux éléments lourds, et chauffe le milieu par effet photoélectrique sur les grains de poussière. L'intensité du champ de rayonnement ultraviolet dans le voisinage solaire à été estimée par Habing et vaut $\nu u_{\nu}$ ≈4x10^-14 erg cm^-3à $h\nu$ =12.4 eV. L'intégration du spectre UV de Habing de 6 à 13 eV donne une densité d'énergie $u_{Hab}$ (6-13eV)≈5.29x10^-14 erg cm^-3. Pour décrire l'intensité du champ FUV incident sur une PDR on utilise souvent un facteur d'échelle G_0 qui est défini comme le rapport de la densité de rayonnement de 6 à 13 eV à celle de Habing : G_0 =(6-13eV)/ $u_{Hab}$ (6-13eV). Des estimations récentes donnent pour le champ de rayonnement interstellaire moyen la valeur G_0 =1.7. Dans des régions de photodissociation typiques comme la nébuleuse de la Tête de Cheval on trouve G_0 =100, alors que des valeurs de G_0 =10⁴-10⁵sont atteintes au sein des régions de formation stellaire.

L'interface entre la région HII M17 et le nuage moléculaire adjacent

Image infrarouge obtenue avec le télescope NTT de l'Observatoire Européen Austral. La région HII M17, dans la partie gauche de l'image, est ionisée par un amas d'étoiles chaudes. L'émission diffuse est associée au continuum du gas ionisé. Le nuage moléculaire adjacent, à droite de l'image, apparaît ici comme une masse sombre qui absorbe la lumière de la plupart des étoiles situées derrière. A l'interface entre les deux, le nuage moléculaire est photodissocié par le rayonnement FUV et s'evapore vers la gauche en formant une région de photodissociation très fragmentée.

Crédit : SOFI,NTT,ESO

Conversions du système CGS au système SI
Grandeur	Unité CGS	Définition	SI
longueur	centimètre	1 cm	=10^-2 m
masse	gramme	1 g	=10^-3kg
temps	seconde	1 seconde	=1 s
force	dyne	1 dyn =1 g cm s^-2	=10^-5N
énergie	erg	1 erg = 1 g cm²s^-2	=10^-7 J
pression	barye	1 Ba = 1 dyn/cm²	=10^-1 Pa

Rayonnement de la poussière (IR)

Le champ de rayonnement infrarouge provient essentiellement des grains de poussière. Ils sont très efficaces à absorber les photons ultraviolets, qui les chauffent, et ils se refroidissent en rayonnant dans les régions du spectre de l'infrarouge et du submillimétrique; Les grains de poussière transforment donc une partie de l'énergie stellaire ultraviolette en énergie infrarouge et en énergie thermique des grains; le reste étant transformé en énergie thermique et cinétique du gaz (effet photo-électrique, évaporation). A l'équilibre thermique, les grains atteignent des températures typiques de 5-50 K dans le MIS; ils peuvent atteindre 100-1000 K à proximité immédiate des étoiles jeunes (disques et enveloppes circumstellaires). Le spectre d'émission est alors continu et déterminé par la température et la composition des grains mais il peut être décrit avec une bonne approximation comme un spectre de corps noir (voir le cours " Fenêtres sur l'Univers"). Cette émission thermique représente en moyenne les 2/3 de la puissance irradiée par la poussière dans le MIS. Le 3ème tiers de cette puissance est rayonné dans l'infrarouge moyen dans des bandes d'émission discrètes (3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.2, 12.7 μm) qui sont attribués à des hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH = Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Il s'agit de macro-molécules constituées d'atomes de carbone et d'hydrogène, avec une structure planaire composée de cellules hexagonales benzéniques. Ces macro-molécules sont trop petites pour être à l'équilibre thermique et rayonnent de façon "impulsionnelle" suite à l'absorption de chaque photon UV.

Rayonnement cosmologique

Le rayonnement cosmologique est essentiellement isotrope et présente un spectre de corps noir à la température de 2.7 K. Ce rayonnement millimétrique et submillimétrique apporte un chauffage et une source d'excitation minimum au MIS, important en particulier pour la population des niveaux rotationnels de basse énergie des molécules.

La figure ci-dessous montre un exemple des différentes contributions au champ de rayonnement, tel que prédit au voisinage d'une étoile B sans atténuation sur la ligne de visée.

Exemple de champ de rayonnement interstellaire (code PDR de Meudon + code DUSTEM IAS)

Crédit : Manuel Gonzalez

Réservoirs d'énergie : champ magnétique

Effet sur le MIS

Le champ magnétique représente une forme d'énergie et de pression très importante pour le milieu interstellaire. Aux grandes échelles, la pression magnétique et la pression des rayons cosmiques s'ajoutent à la pression cinétique turbulente pour contrebalancer l'attraction gravitationnelle de la matière du disque galactique et déterminer la distribution verticale du gaz. Aux plus petites échelles, le champ magnétique joue un rôle majeur dans la structuration, la fragmentation et l'effondrement des nuages interstellaires qui aboutit à la formation des étoiles et des disques protoplanétaires.

Mesures du champ magnétique

Il existe différentes méthodes de mesure de l'intensité et/ou de la direction du champ magnétique interstellaire. Leur domaine d'utilisation varie selon la phase du MIS (ionisée ou neutre) et l'échelle spatiale que l'on souhaite sonder. Les 4 principales sont :

La rotation Faraday
L’émission du rayonnement synchrotron diffus galactique
La polarisation de la lumière par les grains de poussière (en transmission ou en émission)
L’effet Zeeman dans les raies spectrales

Nous décrivons d’abord brièvement le principe de chaque méthode, puis les résultats obtenus sur le champ magnétique du MIS dans la Galaxie.

Rotation Faraday

Dans le milieu diffus ionisé, le module du champ magnétique le long de la ligne de visée est estimé par la mesure de l'angle de rotation du plan de polarisation d'une onde radio polarisée linéairement émise par une source d’arrière plan, pulsars ou sources extragalactiques. Cette rotation est induite dans un milieu magnétisé par la présence d'électrons libres qui rend le milieu diélectrique. L’angle de rotation est proportionnel à $\lambda^2$ et au produit de la densité électronique et de la composante longitudinale du champ, intégré le long de la ligne de visée vers la source. Par des mesures d’angle à plusieurs longueurs d’onde, on obtient ce produit (appelé « mesure de rotation » ou RM). D’autre part, l’intégrale de la densité électronique seule peut aussi être mesurée grâce à son effet dispersif sur le signal des pulsars : les ondes de différentes fréquences ne se propagent plus exactement à la même vitesse, ce qui produit un décalage du temps d’arrivée de l’impulsion en fonction de la fréquence. De ces 2 mesures on peut alors déduire la valeur du champ longitudinal moyen sur la ligne de visée.

Emission synchrotron des électrons relativistes

Les électrons relativistes qui composent environ 1% des rayons cosmiques émettent dans le champ magnétique galactique un rayonnement synchrotron dans le domaine radio centimétrique. Il est polarisé linéairement dans la direction perpendiculaire au champ. On peut donc connaître l'orientation du champ transverse (voir plus haut). Si on connaît (ou suppose) le flux d'électrons relativistes, on peut aussi déduire le module du champ magnétique transverse ou total, à partir de l’intensité polarisée ou totale du signal synchrotron. Notons que seule l’intensité totale est sensible à la composante aléatoire du champ. Le développement de modèles sophistiqués de la propagation des électrons cosmiques dans la Galaxie a donné une nouvelle assise à cette méthode.

Polarisation de la lumière par les grains de poussière

On observe une faible polarisation linéaire de la lumière des étoiles, corrélée avec leur extinction due aux poussières. Cette anisotropie est attribuée à la présence de grains chargés non sphériques. Sous l’effet de leur rotation, qui induit un moment magnétique, les grains allongés ont tendance à s’orienter avec leur grand axe perpendiculaire au champ magnétique, comme des pinces à linge sur un fil (voir ce schéma). Ils se comportent comme de petites antennes qui absorbent (et émettent) plus efficacement les ondes polarisées le long de leur grand axe, c’est à dire perpendiculairement au champ magnétique. En conséquence, ils transmettent mieux la composante de lumière stellaire polarisée dans la direction parallèle au champ. On peut ainsi construire des cartes de l'orientation du champ magnétique projeté dans le plan du ciel.

On peut également mesurer la direction de polarisation (perpendiculaire au champ magnétique) de l'émission thermique intrinsèque des poussières dans le continu millimétrique et submillimétrique. A cause des limites de sensibilité, cette méthode est surtout employée pour cartographier le champ dans les nuages moléculaires très denses. Mais le satellite Planck a pu tout récemment cartographier la polarisation de l’émission des poussières dans le MIS plus diffus à l’échelle de la Galaxie.

Schéma illustrant la polarisation de la lumière stellaire transmise parallèle à la composante du champ dans le plan du ciel (à gauche) et la polarisation de l'émission des poussières perpendiculaire à ce même champ (à droite).

Crédit : Présentation de Alyssa Goodman à la conférence Protostar & Planets (1998) traduite en français.

Carte galactique de polarisation de la lumière stellaire par les poussières

Cette carte de polarisation des étoiles par les poussières interstellaires suggère la présence d'une composante organisée du champ à grande échelle dans le plan Galactique, ainsi qu'une composante plus aléatoire.

Crédit : D.S. Mathewson & L.V. Ford, Mem. R. astr. Soc. 1970

Effet Zeeman

L'effet Zeeman offre la façon la plus directe de mesurer l'intensité du champ magnétique interstellaire. Il s'agit de la séparation sous l'effet d'un champ magnétique des niveaux d'énergie d'un atome ou d'une molécule (de moment magnétique non nul) en des sous-niveaux équidistants. Cela entraine la division d'une raie spectrale en différentes composantes, dont le déplacement par rapport à la fréquence centrale de la raie est proportionnel à l'intensité du champ magnétique, par un facteur qui dépend de la transition. Dans le cas de l'atome d'hydrogène et de molécules comme OH et CN ce déplacement est d’environ 1,4 Hz par microG. Sauf dans les masers où le champ est intense, on ne peut le mesurer qu’en comparant une paire de composantes (σ) polarisées circulairement en sens inverse l'une de l'autre. L'ajustement de la différence des profils permet d’en déduire la composante du champ le long de la ligne de visée. Notons cependant que le déplacement en fréquence étant sensible au signe de B, il sera considérablement diminué si le champ se renverse dans le lobe d'observation. Il est donc important d’utiliser des lobes d’antenne les plus petits possibles pour éviter cet effet de moyenne. Cette technique a permis de mesurer le champ magnétique du MIS neutre dans un vaste domaine de densités : avec HI en émission dans les nuages neutres diffus (1-100 cm^-3), avec HI en absorption et OH vers les nuages moléculaires (100 à 10⁴ cm^-3), et avec CN dans les coeurs denses sites de formation stellaire (>10⁵ cm^-3).

Résultats des mesures de champ magnétique dans la Galaxie

Aux grandes échelles, la combinaison de la rotation de Faraday, de la polarisation optique et de l’émission radio synchrotron a été utilisée pour contraindre la structure du champ magnétique galactique. Elle montre la présence dans le disque d'un champ ordonné orienté sensiblement le long des bras spiraux (comme observé dans les galaxies spirales externes), de valeur environ 1,5 μG au voisinage solaire, et qui change de sens à 5,5 kpc du centre galactique. La polarisation optique des étoiles proches est par contre dominée par une composante désordonnée du champ d'intensité plus élevée d'environ 5 μG. Les modèles les plus récents indiquent aussi la présence d’un champ magnétique toroidal dans le halo, et d’une composante poloidale évasée hors du plan de la Galaxie. La géométrie 3D proposée est illustrée dans la Figure ci-contre.

Modèle du champ magnétique de la Galaxie

Reconstruction synthétique de la structure 3D du champ magnétique Galactique obtenue par ajustement des mesures de rotation Faraday et d'émission synchrotron polarisée.

Crédit : Farrar G. R. et al. 2015, The 34th International Cosmic Ray Conference.

Aux échelles plus petites des nuages interstellaires et des condensations moléculaires, les méthodes de mesure employées sont l'effet Zeeman (pour le module du champ longitudinal) et la polarisation de l'émission des poussières (pour la direction du champ)

Une compilation récente des mesures Zeeman est présentée dans la Figure ci-contre. Une analyse Bayesienne prenant en compte les limites supérieures indique que le champ maximum dans le gaz neutre reste à peu près constant ~ 10 μG jusqu’à une densité de 300 cm^-3. Cela suggère que les nuages HI diffus se condensent préférentiellement le long des tubes de champ magnétique, sans comprimer le champ. Au dessus de 300 cm^-3, le champ augmente avec la densité du milieu selon une loi de la forme $B \propto n^{2/3}$ . Cette pente de 2/3 diffère de la pente 1/2 des études précédentes, où la statistique était plus limitée. Elle suggère que la gravité domine la pression magnétique lors de la formation des coeurs denses dans les nuages moléculaires. Cela est cohérent avec les valeurs de B mesurées qui, après correction statistique des effets de projection, restent inférieures en moyenne d’un facteur 2 à la valeur critique nécessaire pour contrecarrer l' autogravité, $B_{crit}/\mu G = N_H/2.6 \times 10^{20} {\rm cm}^{-2}$ . Cependant une large dispersion est observée d'un nuage à l'autre.

Mesures du champ B dans les nuages denses

Intensité moyenne du champ magnétique le long de la ligne de visée déduite de mesures de l'effet Zeeman dans les nuages atomiques HI et moléculaires, en fonction de la densité du gaz. La courbe bleue montre la valeur maximum la plus probable, corrigée des effets de projection.

Crédit : Crutcher, R.M. 2012, Ann. Rev. Astron. Astrophys.

L’étude de la polarisation de l’émission des poussières a fait un grand bond en avant ces dernières années grâce aux progrès des télescopes et interféromètres submillimétriques, et au satellite Planck qui a cartographié la polarisation du continu submillimétrique dans l'ensemble du ciel avec une très grande précision. Les cartes dans les nuages moléculaires (par exemple le Taureau) révèlent une distribution de lignes de champ assez uniforme et cohérente qui suggère la présence d'une composante à grande échelle d’intensité suffisante pour resister à la turbulence. Les filaments denses de matière semblent préférentiellement parallèles ou perpendiculaires au champ, ce qui suggère que ce dernier joue un rôle dans leur formation ou leur confinement.

Champ magnétique dans le Taureau avec Planck

Orientation du champ magnétique (en courbes grises) et densité colonne (en couleurs) dans le nuage moléculaire du Taureau. La direction du champ est déterminée par la polarisation de l'émission des poussières cartographiée par le satellite Planck.

Crédit : Planck Collaboration XXXV, 2015 Astronomy & Astrophysics, in press.

L’orientation globale du champ est souvent préservée jusque dans les coeurs denses (0.1 pc) où se forment les étoiles. Une composante aléatoire turbulente est également présente, mais généralement plus faible que la composante organisée. A petite échelle une géométrie en « sablier » est parfois observée suggérant que le champ est pincé et comprimé par la contraction gravitationnelle (voir ci-dessous).

Carte du champ magnétique dans un coeur dense

Orientation du champ magnétique dans le plan du ciel (en rouge) déduite de la polarisation de l'émission des poussières (intensité totale en couleurs) dans la condensation NGC1333-IRAS4A qui abrite une protoétoile.

Crédit : Girart, Rao et Marrone 2006, Science

Réservoirs d'énergie : rayons cosmiques

Les rayons cosmiques ne sont pas réellement un rayonnement : ils sont constitués de particules chargées (environ 99% de noyaux atomiques et 1% d'électrons) qui circulent à très grande vitesse dans la Galaxie de façon à peu près isotrope. Les noyaux sont des protons (90%), des noyaux d'hélium (environ 9%) et des atomes plus lourds (1%). Des études détaillées sur la composition des rayons cosmiques montrent une forte surabondance des éléments légers (Li, Be, B) par rapport aux abondances standards solaires. Elles révèlent également une abondance relativement élevée de noyaux provenant d'atomes lourds habituellement inclus dans les grains de poussière (par exemple le fer, voir cette figure). Les grains étant chargés électriquement, ils peuvent être accélérés comme des ions très lourds. Suite à cette accélération ils subissent une érosion sous l'impact des atomes du gaz, et libèrent les éléments qui les composent.

Les rayons cosmiques présentent une gamme d’énergie très vaste qui s’étend sur au moins 14 décades, de qques 10⁷ eV (= 10 Mev) à plus de 10²⁰ eV (=10¹¹ GeV). Le spectre en énergie au voisinage de la Terre est présenté dans la figure ci-dessous. Il peut se décomposer en trois parties. De quelques GeV jusqu'à 10⁶ GeV, le spectre suit une première loi de puissance avec l'énergie de la forme E^gamma , avec l'indice γ proche de -2.7. Pour cet intervalle d'énergie, des mesures directes menées à l'aide de ballons ou satellites sont disponibles. C’est le domaine des rayons cosmiques dits « galactiques ». Les explosions de supernovae constituent une source d'énergie suffisante pour les expliquer. En effet, les particules chargées peuvent être accélérées de façon très efficace par le champ magnétique dans les ondes de choc générées par l'explosion. De 10⁶ GeV à 10⁹ GeV le spectre s’infléchit (« genou ») pour suivre une loi de puissance plus raide, avec un indice γ d'environ -3. Cette composante pourrait avoir en partie une origine extragalactique (par exemple noyaux actifs de galaxie). Au delà de 10⁹ GeV on observe une nouvelle rupture de pente qu'on appelle la cheville et le nombre d'événements enregistrés est très faible. C'est le domaine des rayons cosmiques ultra-énergétiques, dont l'origine est encore mal contrainte.

Bien que les particules de haute énergie subissent des collisions avec les atomes, les molécules et les grains de poussière du milieu interstellaire, leurs trajectoires sont dominées par le champ magnétique. Les particules chargées effectuent un mouvement de giration (dans le plan perpendiculaire aux lignes de champ magnétique) dont le rayon dépend de leur énergie et de l'intensité du champ magnétique. Des protons d'énergie de l'ordre de 10⁶ GeV dans un champ de 5 μG ont un rayon de giration d'environ 10¹⁶ m = 0.3 pc, soit beaucoup moins que l'échelle de hauteur de la Galaxie. Ces particules sont donc bien confinées par le champ magnétique. La présence d'irrégularités magnétiques peut néanmoins produire une diffusion transversale des particules en changeant l'orientation des orbites de giration. La diffusion à travers les lignes de champ magnétique est à l'origine de l'isotropie observée dans le flux des rayons cosmiques. Il s'établit une équipartition de l'énergie entre les rayons cosmiques et le milieu interstellaire. Les particules diffusent le long des structures magnétiques à grande échelle et traversent de nombreuses fois la Galaxie. La diffusion transversale peut les amener dans le halo ou leur permettre de s'échapper définitivement vers l'espace extragalactique.

Spectre en énergie des rayons cosmiques

Flux de rayons cosmiques au sol en fonction de leur énergie par nucléon (knee=genou, ankle=cheville).

Crédit : NASA

Effet des rayons cosmiques sur le MIS

Ce sont les rayons cosmiques de basse énergie (de l'ordre du MeV) qui jouent un rôle important dans l'ionisation et le chauffage du milieu interstellaire moléculaire. Leur flux au bord des nuages est moins intense que celui des photons ultraviolets mais leur degré de pénétration est beaucoup plus élevé, ce qui fournit une source d'ionisation s'étendant jusqu'au plus profond de ces objets. Les rayons cosmiques influencent donc la chimie du milieu, en particulier en favorisant la formation de molécules grâce à des réactions ions-neutres (qui n'ont pas de barrière énergétique). L’ionisation par les rayons cosmiques produit aussi des électrons énergétiques qui chauffent le gaz via interaction colombienne. Ce processus est la source principale de chauffage dans les nuages moléculaires où le flux UV est faible et la densité < 10⁴ cm^-3 (au dessus, le chauffage par collisions avec les grains entre en jeu). La compétition avec le refroidissement radiatif par CO y maintient une température d’équilibre autour de 10 K.

Le flux de rayons cosmiques de basse énergie dans la Galaxie n'est pas mesurable directement. En dessous de 10 GeV, les particules détectées proviennent essentiellement du Soleil, car les rayons cosmiques de même énergie qui proviendraient de l'extérieur sont repoussés par le vent solaire (effet de modulation solaire). Leur flux incident dans l’espace interstellaire doit donc être estimé de manière indirecte. Une première méthode a consisté à modéliser la surabondance de noyaux légers (Li, Be, B) qui résulte de la fragmentation des noyaux de C,N ou O du milieu interstellaire par l’impact des protons rapides (réactions de spallation). Le seuil de cette réaction se situant vers 30-50 MeV, elle est très sensible aux protons de faible énergie. Une approche plus directe consiste à mesurer l'abondance de certains ions moléculaires, comme H₃⁺ qui résulte de l'ionisation de H₂ par les rayons cosmiques de basse énergie (les photons UV capables d'ioniser H₂ sont absorbés par l’hydrogène atomique). Les résultats récents illustrés ci-dessous révèlent un taux moyen d'ionisation par les cosmiques dans le MIS diffus d'environ 3x10^-16 s^-1, qui chute d'un facteur 10 dans les nuages denses (N_H > 5x10²² cm^-2). Des variations importantes sont observées entre nuages diffus, qui pourraient refléter leur distance aux sites locaux d’accélération des RCs ou bien des effets de propagation.

Taux d'ionisation par les rayons cosmiques

Taux d'ionisation par les rayons cosmiques (normalisé par noyau d'hydrogène) sur plusieurs lignes de visées, tracé en fonction de la densité colonne N_H du nuage. Les valeurs sont principalement déduites de l'abondance de H₃⁺ (losanges pleins et ouverts pour les détections, flèches grises pour les limites supérieures); et complétées par des mesures de HCO⁺ (croix) et HCNH⁺ (carré).

Crédit : Indriolo & McCall (2012, ApJ)

Sources et réservoirs

Sources et réservoirs d'énergie