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