Présentation Générale

Le vaste espace qui s'étend entre les étoiles n'est pas vide, mais rempli d'un gaz poussiéreux que l'on appelle le milieu interstellaire (ou MIS). Essentiellement invisible à l'oeil nu, sauf sous la forme de bandes sombres à travers la Voie Lactée, le MIS lorsqu'il est éclairé ou choqué par les étoiles produit les images parmi les plus belles et spectaculaires que nous connaissions, comme par exemple cette image du Hubble Space Telecope (HST) de la nébuleuse de la Carène.

La "Montagne Mystique" dans la Nébuleuse de la Carène

Image optique de la 'Montagne Mystique', un nuage dense de matière interstellaire situé dans la Nébuleuse de la Carène, irradié et érodé de l'extérieur par un amas d'étoiles massives très chaudes ; cette image obtenue par le HST combine le rayonnement de plusieurs atomes (oxygène ionisé en bleu, hydrogène et azote ionisé en vert, soufre ionisé en rouge) qui soulignent le gaz ionisé à la surface du nuage et dans la nébuleuse diffuse qui l'entoure. Les zones sombres, trop denses pour laisser pénétrer le rayonnement, apparaissent en silhouette sur ce fond lumineux. Aux pointes de ces "piliers", deux nouvelles étoiles viennent de se former qui éjectent des jets bipolaires de matière.

Crédit : NASA/ESA/M. Livio & Hubble 20th Anniversary Team (STScI)

En plus de sa beauté intrinsèque, le MIS est une composante essentielle des galaxies puisque c'est la "matrice" à partir de laquelle se forment les nouvelles étoiles, et leurs cortèges de planètes. Comprendre la structure et l'évolution du MIS est donc un enjeu majeur pour comprendre l'évolution globale de la matière dans notre Univers et répondre à plusieurs questions fondamentales telles que :

• comment le gaz primordial hérité du Big-Bang se transforme-t'il petit à petit en étoiles ?
• pourquoi cette transformation est-elle plus ou moins rapide et efficace selon les galaxies, et même selon les régions à l'intérieur d'une même galaxie ?
• quels paramètres et processus gouvernent la distribution statistique en masse des étoiles formées (la fameuse "Fonction de Masse Initiale", ou IMF d'après l'acronyme anglais) ?

Comprendre le MIS est également essentiel pour comprendre l'origine de la vie : la vie repose sur l'existence d'éléments "lourds" (carbone, calcium, phosphore, etc...) produits par nucléosynthèse au coeur des étoiles et libérés par les vents stellaires, les nébuleuses planétaires et les explosions de supernova. Au fur et à mesure que les générations stellaires se succèdent, le milieu interstellaire s'enrichit en ces éléments lourds contenus sous forme de gaz, de grains de poussière, et de manteaux de glaces moléculaires à la surface de ces grains. Ils sont incorporés à la prochaine génération d'étoiles et, par sédimentation et agglomération des grains dans le disque circumstellaire, ils permettent la formation de planète rocheuses comme la nôtre. De plus, malgré les conditions interstellaires très hostiles (températures et densités très faibles, flux ultraviolet destructeur) une chimie étonnament riche est observée dans le MIS, avec la formation d'eau (avec une abondance qui atteint 10^-4 de l'hydrogène) et de molécules organiques ou azotées parfois "complexes" et dont certaines constituent des briques de base du vivant. Ces molécules sont préservées à l'état de glaces dans les comètes ; lors de la phase de bombardement intensif qui a suivi la formation de notre Système Solaire, elles pourraient peut-être avoir contribué à alimenter nos océans, voire favoriser l'apparition de la vie sur Terre. Ce scenario est illustré dans la figure ci-dessous.

Cycle chimique du MIS et apparition de la vie

Le cycle d'enrichissement chimique de la matière cosmique, depuis le MIS jusqu'aux planètes (via les impacts cométaires).

Crédit : Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

Dans notre Galaxie, la masse du MIS représente aujourd'hui environ 15% de la masse sous forme d'étoiles. Cette fraction est plus élevée dans les galaxies jeunes où la formation stellaire commence tout juste. Dans ce cours nous étudierons le MIS galactique, qui est le mieux connu. La physique fondamentale du MIS dans les autres galaxies est similaire, même si les conditions d'irradiation et les abondances chimiques y diffèrent. Après un rappel sur la structure de notre Galaxie, nous verrons les différentes Phases en température et densité sous lesquelles le MIS se rencontre, le "cycle évolutif du MIS" qui permet au gaz de passer d'une phase à l'autre en formant des étoiles, et enfin les différentes sources et réservoirs d'énergie du MIS qui contrôlent ce cycle.