Qu’est-ce qu’une nébuleuse ? Les nuages interstellaires qui façonnent notre galaxie

Le mot nébuleuse désignait autrefois à peu près tout ce qui est flou dans le ciel nocturne. À l’époque où les télescopes étaient primitifs, les astronomes qualifiaient de nébuleuse tout objet non-étoile en dehors de notre système solaire. Ils ne pouvaient pas résoudre les galaxies lointaines en étoiles individuelles, alors ils ont tout regroupé. Cette définition historique était compliquée. Il mélangeait deux choses complètement différentes : les nébuleuses extragalactiques (que nous appelons maintenant galaxies) et les nébuleuses galactiques (nuages ​​de gaz et de poussière au sein de notre propre Voie lactée).

Aujourd’hui, le terme s’est durci. Lorsque les scientifiques parlent de nébuleuse, ils parlent exclusivement du milieu interstellaire. Ce sont de minces nuages ​​de gaz et de poussière flottant dans les vastes espaces entre les étoiles.

La composition du vide

On pourrait penser que l’espace est vide. Ce n’est pas le cas. Dans une galaxie spirale comme la nôtre, le milieu interstellaire représente 3 à 5 % de la masse totale. Mais ce chiffre grimpe à environ 20 % si l’on considère spécifiquement un bras en spirale.

La majeure partie de cette masse est constituée de gaz. Environ 1 pour cent est de la « poussière ». Ce ne sont pas des particules de sable, mais de minuscules grains solides. Ce sont de vilaines petites choses pour les astronomes car ils absorbent et diffusent efficacement la lumière. Le reste de la masse de la galaxie se trouve dans les étoiles visibles, bien que la matière noire se cache dans les régions extérieures, représentant une fraction substantielle du poids que vous ne pouvez pas voir.

Amas, nuages et explosions

La caractéristique déterminante du gaz interstellaire est qu’il est grumeleux. Cette agglomération se produit à toutes les échelles. Vous avez des structures aussi grandes que la Voie lactée entière (environ 10 ^ 20 mètres) et des poches aussi petites que la distance entre la Terre et le Soleil (environ 10 ^ 11 mètres).

“Diverses régions présentent une énorme gamme de densités et de températures.”

Comment voyons-nous cela ? Les grandes variations sont directement visibles. Des variations à petite échelle se manifestent par des fluctuations de l’intensité des ondes radio, semblables à la façon dont la lumière des étoiles scintille à cause de l’atmosphère terrestre.

Les extrêmes sont frappants. La moitié de la masse du milieu interstellaire en bras spiraux est enfermée dans des nuages ​​​​moléculaires. Ici, l’hydrogène existe sous forme moléculaire (H2). Il fait froid. Les températures descendent jusqu’à 10 kelvins. Ces nuages ​​sont invisibles aux télescopes optiques. Les astronomes les détectent grâce à leurs émissions de monoxyde de carbone (CO) dans la gamme de longueurs d’onde millimétriques. La densité est élevée : environ 1 000 molécules H2 par centimètre cube.

Regardez l’autre extrême. Le gaz entre ces nuages ​​est chaud. Nous parlons de 10 millions de kelvins. La densité est terriblement faible : seulement 0,001 ion H+ par centimètre cube. Ce gaz surchauffé est souvent le résultat de supernovae, la mort violente d’étoiles instables.

Sombre ou Lumineux : Comment identifier une nébuleuse

Toutes les nébuleuses de la Voie Lactée sont des formes de matière interstellaire. Cela signifie du gaz mélangé à de la poussière cosmique. Leur apparence dépend de la température, de la densité et de leur position par rapport à nous. Chimiquement, ils sont cependant uniformes.

La recette de l’univers est simple : 90 % d’hydrogène, presque entièrement d’hélium et environ deux atomes pour mille de tout le reste (oxygène, carbone, néon, azote, etc.).

Les astronomes divisent les nébuleuses en deux grandes catégories en fonction de leur apparence :

• Nébuleuses sombres : elles apparaissent sous la forme de taches noires irrégulières. Ils n’émettent pas de lumière. Au lieu de cela, ils effacent les étoiles derrière eux. Ce sont essentiellement des ombres cosmiques.
• Nébuleuses lumineuses : celles-ci sont faiblement lumineuses. Soit ils brillent avec leur propre énergie, soit ils reflètent la lumière des étoiles proches.

Quel type est le plus important pour la formation des étoiles ? Les nébuleuses sombres sont les pépinières. Leur densité élevée et leur basse température permettent à la gravité de transformer le gaz en nouvelles étoiles. Des nébuleuses brillantes en résultent souvent, illuminées par ces étoiles nouveau-nées.

Les nébuleuses sombres sont les poids lourds du milieu interstellaire. Ce sont des nuages ​​​​moléculaires denses et froids. Ils contiennent environ la moitié de toute la matière flottant entre les étoiles. La densité ici est extrême. Vous regardez des centaines, voire des millions de molécules d’hydrogène regroupées dans un seul centimètre cube. C’est à l’étroit.

Cette compression n’est pas statique. C’est le berceau des étoiles. La gravité rassemble des parties de ces nuages ​​jusqu’à ce qu’ils s’effondrent. Ce processus enflamme de nouveaux soleils.

Toutefois, la majeure partie du gaz restant ne se trouve pas dans ces poches denses. C’est diffus. Le milieu interstellaire est relativement vide. La densité chute à environ 0,1 atome d’hydrogène par centimètre cube. Il est quasiment invisible à l’œil nu. Nous savons seulement qu’il est là grâce aux émissions radio. Plus précisément, la raie de 21 cm d’hydrogène neutre. Ce signal est le seul moyen de cartographier les vastes espaces vides.

Les sous-classes des nébuleuses brillantes

Les nébuleuses brillantes sont différentes. Ce sont des nuages ​​​​de gaz relativement denses trouvés dans ce milieu diffus. Il ne s’agit pas d’un seul type d’objet. Ils se répartissent en plusieurs catégories distinctes.

Nébuleuses par réflexion. Régions H II. Gaz ionisé diffus. Nébuleuses planétaires. Restes de supernova.

Chacun a un mécanisme différent. Chacun révèle un aspect différent de l’évolution stellaire.

Nébuleuses par réflexion : froides et réfléchissantes

Les nébuleuses par réflexion ne produisent pas leur propre lumière. Ils agissent comme des miroirs cosmiques. Ils réfléchissent la lumière d’une étoile proche sur des grains de poussière en suspension dans le gaz. Le gaz dans ces nuages ​​est froid. Sans cette étoile proche agissant comme un projecteur, ces objets ne seraient que de sombres nébuleuses. Ils disparaîtraient dans l’ombre du fond. La source de lumière est ce qui les rend visibles.

Régions H II : le seuil d’ionisation

Les régions H II sont des nuages d’hydrogène dépouillés de leurs électrons. Ce processus d’ionisation sépare l’hydrogène en ions H+ positifs et en électrons libres.

Quelle est la cause de cela ? Une étoile chaude voisine. Mais pas n’importe quelle star. La source doit être de type stellaire O ou B. Ce sont les étoiles normales les plus massives et les plus chaudes de la Galaxie. Eux seuls produisent suffisamment de rayonnement de haute énergie pour arracher les électrons des atomes d’hydrogène. Cela crée les nuages ​​​​lumineux que nous associons aux pépinières stellaires.

La puissance du gaz ionisé diffus

Ensuite, il y a le gaz ionisé diffus. C’est omniprésent. Il existe partout parmi les nuages ​​​​nébulaires. C’est un élément majeur de l’ensemble de la Galaxie.

Nous le détectons grâce à de faibles émissions. Plus précisément à partir d’ions positifs d’hydrogène, d’azote et de soufre (H+, N+ et S+). Ces signaux sont détectables dans toutes les directions. Ils ne sont pas tape-à-l’œil. Elles n’attirent pas l’attention comme les brillantes régions H II.

Pourtant, ils exigent de l’attention. L’énergie totale requise pour alimenter ces émissions diffuses dépasse de loin celle des spectaculaires régions H II, des nébuleuses planétaires ou des restes de supernova. Ces objets dramatiques n’occupent qu’une infime fraction du volume. Le gaz diffus remplit le reste. C’est calme. C’est partout. Et il détient plus de pouvoir que les points lumineux.

La galaxie ne se définit pas seulement par ce qui brille. Il est défini par ce qui se trouve entre les deux. Les nuages ​​​​sombres et froids. La lueur faible et omniprésente. Les structures qui n’appellent pas l’attention mais dominent

Pourquoi les nébuleuses planétaires ne sont pas des planètes

Ils ressemblent à des planètes. C’est du moins pour cela que les astronomes les ont nommés ainsi. Lorsque vous regardez à travers un télescope, ils apparaissent comme des disques ronds relativement brillants. Pas les taches chaotiques et vaporeuses que vous voyez ailleurs. Mais voici la vérité. Aucune planète n’est impliquée. Pas même un.

Ces objets sont des cadavres d’étoiles. Plus précisément, ils proviennent de géantes rouges. Des étoiles qui sont mortes mais qui n’étaient pas assez massives pour exploser. Ils perdent leurs couches externes. Ce n’est pas une violente explosion comme une supernova. Il s’agit plutôt d’une éjection. Le noyau laissé derrière devient extrêmement chaud. Une naine blanche, essentiellement. Il se trouve au milieu et rayonne d’énergie. La coque de matière qui l’entoure se dilate. Lentement. Des dizaines de kilomètres par seconde. Pas assez vite pour déchirer la galaxie. Juste assez vite pour dériver dans le vide.

Le nom est resté parce que les premiers astronomes étaient confus. Ils virent des points ronds. Ils pensaient « planète ». C’est une erreur historique. Une question linguistique. Mais la science est réelle. Ces nébuleuses sont des coquilles de gaz rougeoyantes. Ils constituent l’acte final d’une étoile comme notre propre Soleil.

Supernova Remnants : les conséquences violentes

Les nébuleuses planétaires sont douces en comparaison.

Les restes de supernova racontent une autre histoire. Ce sont les cicatrices laissées par les étoiles massives. Des étoiles qui brillaient et mouraient durement. Le gaz se dilate à des centaines, voire des milliers de kilomètres par seconde. C’est chaotique. C’est énergique. C’est compliqué.

Mais c’est ici que les choses se compliquent. Comment savez-vous ce que vous regardez ? Est-ce les propres débris de la star ? Ou est-ce du gaz interstellaire qui a été capturé dans le balayage ?

Si le reste est jeune. Quelques milliers d’années ou moins. Vous pouvez supposer que le gaz provient de l’étoile qui a explosé. Le délai est court. La distance est limitée. La nébuleuse est essentiellement ce que l’étoile a craché.

Mais si c’est plus vieux ? L’histoire change. Le gaz d’origine se disperse. Ce que vous voyez maintenant est probablement de la matière interstellaire. Du gaz qui était déjà là. Balayé par l’onde de choc en expansion. Comme un chasse-neige frappant un tas de poussière. La nébuleuse n’est plus l’étoile. C’est une coquille qui entoure le cadavre de la star.

Comment nous avons appris à ressembler

Cette distinction n’a pas toujours été claire. Nous ne nous sommes pas réveillés un jour en sachant la différence entre une nébuleuse planétaire et un reste de supernova. Nous avons dû le découvrir.

Avant le XXe siècle, tout n’était qu’une « nébuleuse ». Une tache sur le ciel. Le télescope était un nouvel outil. Un brut. Les premiers observateurs ont vu des taches rondes. Ils les appelaient nébuleuses planétaires parce qu’elles ressemblaient à Uranus ou à Saturne. Ils ne savaient pas ce qu’ils étaient. Ils ne savaient pas qu’ils étaient des étoiles mourantes. Ils les ont simplement catalogués.

La technologie s’est améliorée. La spectroscopie est arrivée. Nous avons commencé à regarder la lumière. Pas seulement la forme. Le spectre nous a parlé de la chimie. La température. Le mouvement. Il ne suffisait pas de les voir. Il fallait comprendre de quoi ils étaient faits.

Ce changement de perspective a changé l’astronomie. Nous avons arrêté de voir des nuages ​​statiques. Nous avons commencé à voir des processus. Évolution

Nicolas-Claude Fabri de Peiresc a repéré la nébuleuse d’Orion en 1610. Elle ressemblait à l’œil nu à une simple étoile. Deux ans s’étaient écoulés depuis l’invention du télescope. Puis vint Christiaan Huygens. En 1656, il utilisa de meilleurs instruments pour voir ce que Peiresc manquait. Il identifia la région intérieure lumineuse. Il a prouvé que l’étoile centrale était en réalité un système quadruple compact.

Au début des années 1700, les chasseurs de comètes ont découvert par hasard de nombreuses nébuleuses. Ils devaient distinguer les vraies comètes des blobs flous stationnaires. Charles Messier a résolu ce problème en dressant une liste en 1781. Il a créé un catalogue de 103 objets pour éviter toute confusion. La liste était pratique. Il contenait principalement des amas d’étoiles. Certaines étaient des galaxies. Onze étaient de véritables nébuleuses. Nous utilisons toujours ces noms. La nébuleuse Trifide est M20. Il siège en Sagittaire.

L’héritage Herschel

William Herschel et son fils John dominaient l’observation au milieu du XIXe siècle. William a travaillé avec sa sœur Caroline. Entre 1786 et 1802, ils dressent trois catalogues. Ils ont répertorié environ 2 500 objets. Groupes. Nébuleuses. Galaxies.

John a élargi le travail. Il a observé depuis l’Observatoire du Cap en Afrique du Sud. Il a ajouté 1 700 objets visibles uniquement depuis le ciel du sud. Il en a répertorié 500 autres en provenance d’Angleterre. Ces documents sont devenus la base du travail de J.L. Dreyer. Il publie le Nouveau Catalogue Général en 1888. Il contient 7 840 entrées. Deux suppléments ont suivi. Les Catalogues d’indexation ont ajouté 5 386 objets supplémentaires.

Les galaxies et les nébuleuses étaient souvent impossibles à distinguer à l’époque. La plupart des galaxies brillantes sont toujours identifiées par leurs numéros NGC ou IC. C’est une convention de dénomination qui survit parce qu’elle est efficace.

La révolution photographique

La photographie a tout changé. Il enregistrait de faibles détails que l’œil ne pouvait pas voir. Cela a créé un enregistrement permanent. Les astronomes pouvaient étudier à loisir les moindres détails. La première photo de la nébuleuse d’Orion est apparue en 1880. De bonnes images ne sont arrivées qu’en 1883. Ces premières photos ont révélé de vastes structures. Les observateurs visuels n’avaient jamais soupçonné de telles distances.

La spectroscopie en a fourni la preuve physique. Il réduisait la lumière en longueurs d’onde. Il indiquait aux astronomes de quoi étaient faits les objets. Les étoiles rayonnent à toutes les longueurs d’onde. Ils présentent généralement des lignes d’absorption sombres. Les nuages ​​​​de gaz chauds et transparents ne rayonnent que des raies d’émission. Ces lignes sont caractéristiques de leurs gaz constitutifs.

En 1864, les astronomes étudièrent le spectre de la nébuleuse d’Orion. Ils virent des raies d’émission lumineuses. Les lignes d’hydrogène étaient visibles. Certaines lignes vertes étaient encore plus brillantes. Les galaxies présentaient plutôt un spectre stellaire. La distinction est devenue claire. Les nébuleuses sont gazeuses. Les galaxies sont stellaires. La taille réelle des galaxies est restée inconnue jusqu’au 20ème siècle. Mais le classement était solide.

“On peut apprendre beaucoup de choses sur la nature physique d’un objet astronomique en étudiant son spectre.”

Ce passage de la supposition visuelle à l’analyse physique a marqué la fin de l’ambiguïté. Le ciel n’était plus seulement une carte de points. C’était un ensemble d’entités physiques distinctes. Certains brillaient de gaz. D’autres brûlaient d’étoiles. Les outils avaient changé. La compréhension a suivi.

Le 20e siècle n’a pas seulement amélioré notre façon d’observer les étoiles. Cela a changé ce que nous pouvions réellement voir. Avant cela, nous devinions surtout les processus physiques régissant la matière interstellaire. Puis sont venus de meilleurs outils. Et de meilleurs yeux.

Tout a commencé avec Bernhard Schmidt. Optique allemand qui, en 1930, inventa l’appareil photo Schmidt. Il s’agissait d’un objectif grand angle conçu pour la vitesse. Il pourrait capturer des nébuleuses faibles et étendues que d’autres caméras ont manquées. A l’époque, les plaques photographiques s’amélioraient. Ils sont devenus sensibles à des gammes de couleurs plus larges. Mais la photographie a toujours été un goulot d’étranglement. Il fallait attendre. Il fallait évoluer. Il fallait deviner.

Cette époque est morte.

Nous utilisons désormais des appareils à couplage de charge, ou CCD. Considérez-les comme des réseaux de minuscules cellules photoélectriques. Chacun enregistre la lumière d’une partie spécifique du ciel. Les capteurs modernes sont des grilles carrées. Certains possèdent jusqu’à 4 000 cellules de chaque côté. Cela représente 16 millions de photocellules indépendantes. Ils regardent le ciel simultanément.

Les détecteurs électroniques sont jusqu’à 100 fois plus sensibles que les films. Ils gèrent une plus large gamme de niveaux de lumière. Ils captent également des longueurs d’onde dont le cinéma ne pourrait jamais rêver. Nous parlons de l’ultraviolet, à partir de 0,1 micromètre. Pour voir cela, vous devez orbiter au-dessus de l’atmosphère terrestre. Ensuite, il y a l’infrarouge, qui s’étend au-delà de 1,2 micromètre.

Pourquoi les engins spatiaux sont importants pour les observations du ciel profond

L’atmosphère terrestre est un filtre. Cela bloque une grande partie de ce qui existe. Les vaisseaux spatiaux nous permettent de voir ce qui est normalement absorbé.

Rayons gamma. Rayons X. Ceux-ci ont des longueurs d’onde très courtes. Le rayonnement ultraviolet lointain est également bloqué par l’ozone. Ses longueurs d’onde sont inférieures à environ 0,3 micromètre. L’infrarouge est une autre histoire. La vapeur d’eau et le dioxyde de carbone présents dans notre air l’absorbent. Cela couvre des longueurs d’onde d’environ 3 micromètres à 1 millimètre.

Pourquoi avons-nous besoin de les voir ?

Les rayons gamma, les rayons X et les rayons ultraviolets nous montrent les endroits les plus chauds de l’espace. On parle de températures atteignant 100 millions de kelvins. Cela se produit dans le gaz de supernova choqué. C’est violent. C’est énergique.

L’infrarouge fait quelque chose de différent. Il révèle des nuages ​​moléculaires sombres et froids. La lumière des étoiles ne peut pas pénétrer dans les couches de poussière. Mais l’infrarouge passe à travers. Cela nous montre où les étoiles naissent dans l’obscurité.

Lampe de lecture, pas seulement pour prendre des photos

Les images ne sont pas le principal moyen d’étudier les nébuleuses. Ce sont des spectres.

Les spectres montrent la répartition relative du rayonnement entre différentes longueurs d’onde. Pour la lumière optique, cela signifie des couleurs. Vous pouvez obtenir ces spectres à l’aide de prismes. Les réseaux de diffraction fonctionnent également. Les cristaux sont utilisés pour les rayons X.

Un outil particulièrement utile est le spectrographe échelle. Il utilise deux grilles. L’un est grossièrement gouverné. Il propage le rayonnement dans une seule direction. L’autre est finement réglé. Il le disperse perpendiculairement. Cela permet aux astronomes d’enregistrer une large gamme de longueurs d’onde à la fois. Avec une très haute résolution spectrale. Cela signifie distinguer des longueurs d’onde légèrement différentes.

Pour une résolution encore plus élevée, les astronomes utilisent des interféromètres Fabry-Pérot.

Ces spectres fournissent des diagnostics puissants. Ils nous renseignent sur les conditions physiques à l’intérieur des nébuleuses. Les images et les spectres des satellites en orbite autour de la Terre ont fourni des données d’une qualité sans précédent. Le télescope spatial Hubble en est l’exemple le plus célèbre. Mais ce n’est pas seul.

Radiotélescopes au sol

Les observations au sol sont toujours importantes. Surtout dans les gammes de longueurs d’onde radio et submillimétriques.

Les émissions de gaz dans ces plages fournissent des informations cruciales. Il révèle les conditions physiques et la composition moléculaire. Nous utilisons de grands réseaux de radiotélescopes. Il s’agit de plusieurs télescopes individuels fonctionnant comme un seul énorme instrument.

Le résultat est une résolution spatiale en régime radio. C’est de loin supérieur à tout ce qui est réalisé par des moyens optiques.

Nous avons donc des caméras qui voient plus profondément. Des capteurs qui captent plus de lumière. Des spectrographes qui décomposent la lumière en ses composants. Et des réseaux radio qui voient la structure sur de grandes distances. Les outils ont évolué. L’univers est devenu moins mystérieux. Mais plus complexe.

La fracture hydrogène : H I, H II et nuages ​​moléculaires

L’essentiel de la personnalité d’une nébuleuse se résume à son hydrogène. C’est l’élément le plus abondant, donc le fait que cet hydrogène soit neutre, ionisé ou coincé dans des molécules dicte tout ce qui concerne la région. Historiquement, les astronomes divisent ces zones en trois catégories. Si l’hydrogène est en grande partie dépouillé de son électron (H+), il s’agit d’une région H II, également appelée nébuleuse diffuse. Si l’hydrogène est neutre, c’est une région H I. Et si le gaz s’est lié en molécules (H2), vous avez affaire à un nuage moléculaire.

Ce n’est pas seulement une question de sémantique. Le type de rayonnement présent change considérablement en fonction de l’état du gaz. Et ce rayonnement détermine les processus physiques qui peuvent réellement se produire.

Comment l’énergie photonique façonne la structure de la nébuleuse

Le rayonnement se propage sous forme d’ondes, mais il délivre de l’énergie sous forme de paquets discrets appelés photons. Chaque photon a une longueur d’onde et un niveau d’énergie spécifiques. Les rayons gamma sont ceux qui ont le plus de punch avec leurs courtes longueurs d’onde. Les rayons X, les ultraviolets, les optiques, les infrarouges, les micro-ondes et les ondes radio suivent par ordre décroissant d’énergie.

Les atomes d’hydrogène neutres sont des mangeurs difficiles. Ils sont extrêmement efficaces pour absorber les rayonnements ionisants. Plus précisément, ils engloutissent n’importe quel photon ayant au moins 13,6 électrons-volts d’énergie. Cela équivaut à peu près à une longueur d’onde inférieure à 0,0912 micromètre.

Si une région est dominée par l’hydrogène neutre, rien dont l’énergie dépasse ce seuil de 13,6 eV ne peut passer. Sauf pour les rayons X et les rayons d’énergie supérieure. Ces photons à haute énergie sont si intenses qu’ils peuvent pénétrer, mais ils forcent également l’hydrogène à devenir transparent. Pour tout ce qui se situe en dessous de ce seuil, l’hydrogène neutre agit comme un mur.

L’absorption par l’hydrogène neutre réduit brusquement le champ de rayonnement à quasiment zéro pour les énergies supérieures à 13,6 électrons volts.

Cela crée une sécheresse de rayonnements ionisants. Si vous ne pouvez pas ioniser l’hydrogène, vous ne pouvez certainement pas ioniser des éléments plus lourds qui nécessitent encore plus d’énergie. Les espèces ioniques dans ces régions sont limitées aux stades inférieurs d’ionisation. Il s’agit d’un plafond chimique fixé par la limite d’absorption de l’hydrogène.

H II Régions : Les autoroutes ouvertes de la lumière

Dans les régions H II, presque tout l’hydrogène est ionisé. Les atomes ont perdu leurs électrons. Cela supprime la barrière d’absorption. Les photons de toutes énergies peuvent désormais se propager librement à travers le gaz.

Parce que le chemin est clair, vous obtenez des ions qui ont besoin de photons de haute énergie pour se former. Les ions oxygène comme O++ apparaissent ici. La région baigne dans tout le spectre du rayonnement stellaire car l’hydrogène n’est pas là pour le bloquer.

Où se forment les nuages ​​​​moléculaires

Les photons ultraviolets de plus de 11,2 électrons-volts peuvent déchirer l’hydrogène moléculaire (H2). Ils l’ont divisé en deux atomes d’hydrogène individuels. Dans les régions H I, il existe de nombreux photons UV. Ils empêchent la quantité de H2 de s’accumuler.

Mais il y a un piège. La destruction de H2 utilise ces photons UV spécifiques. Cela pèse lourdement sur le budget énergétique disponible. Ensuite, il faut prendre en compte la poussière interstellaire. Les grains de poussière absorbent efficacement les photons dans les domaines optique et ultraviolet.

Dans certaines parties de l’espace, la combinaison de la destruction de H2 et de l’absorption de poussière ramène à zéro le nombre de photons de haute énergie. Plus précisément, le nombre de photons supérieurs à 11,2 eV tombe en dessous de la vitesse à laquelle H2 se forme à la surface des grains.

Lorsque le H2 se forme plus rapidement qu’il ne peut être détruit, il devient la forme dominante de l’hydrogène. Le gaz est désormais un nuage moléculaire.

La poussière interstellaire joue ici un rôle crucial. Le H2 ne peut pas se former efficacement uniquement en phase gazeuse. Il a besoin d’une surface sur laquelle s’accrocher et trouver un partenaire. La poussière fournit cette surface. Sans ces grains, la chimie s’effondre et le nuage ne se forme jamais.

Les architectes invisibles de la formation des étoiles

La poussière est une menteuse. Cela ne ressemble à rien dans les vastes espaces vides entre les étoiles, mais il contrôle la température, la chimie et l’existence même des nuages ​​​​formant les étoiles. Il ne représente que 0,7 % de la masse du milieu interstellaire. Petite fraction. Mais ce petit montant dicte les règles physiques du jeu.

Sans poussière, les étoiles ne se formeraient peut-être pas du tout.

La tâche principale de la poussière interstellaire est de bloquer la lumière. Le gaz est en grande partie transparent pour les photons qui ne peuvent pas ioniser l’hydrogène, mais la poussière ? C’est opaque. Il mange le rayonnement stellaire. Plus l’énergie est élevée, plus le grain réplique fort. Les ondes radio et la lumière infrarouge lointaine se faufilent comme des fantômes. Le proche infrarouge passe plutôt bien. Ultra-violet? La poussière l’arrête au froid.

Cette absorption est une arme à double tranchant pour les nuages ​​moléculaires.

D’une part, la poussière chauffe le gaz. Lorsqu’un photon étoile heurte un grain, il peut expulser un électron via l’effet photoélectrique. Cet électron transporte de l’énergie dans le gaz environnant et le réchauffe. En revanche, la poussière refroidit le gaz. Il rayonne sa propre énergie plus efficacement que le gaz mince. Puisque le grain est plus froid que le gaz, la chaleur circule du gaz vers la poussière, puis irradie dans l’espace. C’est un thermostat fait de roche et de carbone.

Mais le rôle le plus critique est chimique. L’hydrogène moléculaire ($H_2$) se forme rarement dans l’espace libre. Les atomes ne peuvent pas se trouver. Ils ont besoin d’une surface sur laquelle se cogner, s’y coller et avec laquelle créer des liens. Les grains de poussière sont ces surfaces. Sans eux, l’univers ne serait qu’une soupe d’hydrogène atomique, et non le carburant des étoiles. La poussière vole également des éléments lourds comme le fer et le silicium. Ces métaux sont des liquides de refroidissement efficaces. En les enfermant sous forme solide, la poussière modifie l’équilibre thermique de l’ensemble du nuage.

Que regardons-nous réellement ?

Si vous enlevez les grains solides et regardez uniquement le gaz, vous obtenez une image faussée du cosmos. Les astronomes déterminent la composition du gaz en étudiant les raies d’absorption étroites dans le spectre des étoiles de fond. C’est une astuce astucieuse. Vous regardez la lumière d’une étoile lointaine alors qu’elle traverse un nuage. Le gaz absorbe des longueurs d’onde spécifiques, laissant un code-barres.

Comparez ce code-barres aux abondances cosmiques (normes du système solaire) et le mystère s’approfondit. Presque tout le fer, le magnésium et le silicium sont absents du gaz. La majeure partie du carbone a également disparu. Seule une partie de l’oxygène et de l’azote reste en phase vapeur. Le reste est enfermé dans la poussière.

Alors, c’est quoi cette poussière ?

Ce n’est pas seulement de la suie. Les données d’absorption et de diffusion révèlent un mélange complexe. Il existe des silicates, amorphes et rocheux, semblables aux minéraux terrestres mais dépourvus de structure cristalline. Ensuite, il y a la composante carbonée. Ce n’est pas uniforme. Il se présente sous au moins deux formes.

Premièrement, vous avez de vrais grains. Volant librement ou attachés à des noyaux de silicate. Deuxièmement, vous avez les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP). Ce sont des molécules individuelles flottant librement. Ils vont de 70 à plusieurs centaines d’atomes de carbone, avec des atomes d’hydrogène suspendus aux bords ou piégés à l’intérieur. Techniquement, qualifier les HAP de « poussière » est une convention. Certaines de ces molécules sont à peine plus grosses que ce que les radiotélescopes détectent habituellement. Mais les deux formes sont nécessaires pour expliquer les caractéristiques spectroscopiques que nous observons. Ajoutez des manteaux d’hydrocarbures recouvrant les plus gros grains et vous obtenez un inventaire complexe et désordonné.

Les tailles varient énormément. De 0,0003 micromètres pour les plus petites molécules à près d’un micromètre complet pour les plus gros grains. Il y a beaucoup plus de petites particules que de grosses.

D’où ça vient ?

Voici un paradoxe. On ne peut pas produire de poussière à partir du gaz présent dans le milieu interstellaire. Pas directement. La densité est trop faible. Même dans un nuage dense, qui nous semble être un excellent vide de laboratoire, les particules sont trop éloignées les unes des autres. Ils ne peuvent pas entrer en collision et coller assez longtemps pour dissiper leur chaleur et former un solide.

La condensation nécessite de la densité. Cela nécessite que les atomes se heurtent, se lient et se refroidissent.

Ce processus se déroule ailleurs. Dans les atmosphères extérieures d’étoiles supergéantes fraîches.

Ces étoiles ont des densités de gaz jusqu’à 10^9$ fois supérieures à celles des nébuleuses typiques. Les conditions sont parfaites. Les matériaux réfractants – silicates et carbone – se condensent en grains. Ensuite, la pression des radiations prend le dessus. La force mécanique de la lumière absorbée et diffusée par ces nouveaux grains les expulse de l’atmosphère de l’étoile. Ils s’échappent dans l’espace, emportant avec eux les éléments constitutifs des futures planètes et étoiles.

Le chaos du mixage

Une fois dans le milieu interstellaire, la poussière n’est pas passive. Il est fortement modifié par les interactions avec lui-même et avec le gaz.

Dans les nuages ​​diffus, vous avez de nombreux petits grains. Dans les nuages ​​denses, ces petits grains se coagulent en de plus gros. Pourquoi est-ce important ? Les grains plus petits absorbent mieux les rayonnements de courte longueur d’onde, en particulier la lumière ultraviolette autour de 0,1 micromètre. Lorsqu’ils se regroupent, cette capacité diminue. Le nuage devient plus transparent aux UV, modifiant ainsi son évolution.

Cette agglomération explique également pourquoi les éléments lourds comme le fer, le magnésium et le nickel sont encore plus rares dans les régions denses que dans les gaz diffus. Ils ont été balayés en grains plus gros. Mais voici le problème : la poussière et le gaz ne bougent pas ensemble.

Les calculs montrent que les grains de poussière entrent en collision avec les atomes de gaz beaucoup plus rapidement que ne le permettrait une simple dérive. Ils doivent bouger les uns par rapport aux autres. Cela implique des perturbations. Probablement de nature magnétique. Les champs magnétiques maintiennent la poussière et le gaz dans un état de mouvement relatif chaotique, se broyant, entrant en collision et échangeant constamment de l’énergie.

Réveils turbulents

Le gaz lui-même est dans un état de chaos contrôlé. Les flux sont compliqués. Des mouvements à grande échelle se produisent lorsqu’une étoile chaude s’enflamme au bord d’un nuage moléculaire froid et tranquille. Cela crée une région H II – une zone ionisée. Pics de pression. Le gaz chaud se dilate violemment et s’écoule à travers les matériaux environnants comme l’eau jaillissant d’un barrage.

Vous voyez également des bulles. Structures en expansion entourant les étoiles qui perdent leurs couches externes sous l’effet des vents stellaires. Ce ne sont pas des coques statiques. Ce sont des environnements dynamiques et turbulents où la poussière et les gaz sont constamment remodelés, détruits et renaissent.

La poussière survit en grande partie à ces chocs. Cela évolue. Cela change. Il attend le prochain cycle de formation d’étoiles.

Et pourtant, nous ne pouvons toujours pas reproduire les conditions dans un laboratoire. Nous déduisons la composition de la lumière. On devine les origines des atmosphères stellaires. La poussière est un enregistrement de tout ce qui s’est passé dans l’espace entre les étoiles. Chaque collision. Chaque explosion. Chaque moment calme de condensation. Tout est écrit dans la manière dont il absorbe et diffuse la lumière.

La question n’est pas seulement de savoir de quoi est faite la poussière. C’est la quantité qui reste après la mort de la prochaine étoile.

Les nébuleuses ne sont jamais immobiles. Au-delà des flux organisés auxquels on peut s’attendre dans un nuage de gaz calme, le chaos règne toujours. Turbulence.

C’est la même physique qui rend les rapides d’eau vive dangereux, uniquement à l’échelle cosmique. Lorsque la viscosité du fluide est faible, le mouvement se décompose en tourbillons chaotiques. L’énergie, l’élan et les champs magnétiques sont déplacés depuis des structures massives jusqu’à des tailles microscopiques. Finalement, la viscosité l’emporte. L’énergie cinétique se transforme en chaleur. Les secousses moléculaires augmentent.

Ce processus dicte la manière dont une nébuleuse se soutient contre la gravité. Elle maîtrise également son budget énergétique. Nous connaissons les bases. Nous ne connaissons pas les détails.

Mesurer l’inmesurable

Comment pouvons-nous voir quelque chose d’aussi désordonné ? Nous regardons la lumière.

Plus précisément, nous examinons la largeur des raies d’émission ou d’absorption dans un spectre nébulaire. Aucune raie spectrale n’est parfaitement nette. Les niveaux d’énergie atomique sont flous. Mais les lignes que nous observons sont souvent bien plus larges que ne le permettent les limites atomiques intrinsèques. Pourquoi? Décalages Doppler.

Les atomes se déplaçant vers nous déplacent la lumière vers des longueurs d’onde plus courtes (bleu). Les atomes qui s’éloignent le déplacent vers des longueurs d’onde plus longues (rouge). Si les atomes se déplacent dans des directions aléatoires le long de notre ligne de mire, la ligne disparaît.

Une partie de ce frottis est thermique. Un gaz plus chaud se déplace plus rapidement. Les atomes les plus légers se déplacent plus vite que les atomes lourds. L’hydrogène, étant le plus léger, devrait se déplacer le plus rapidement à une température donnée.

Les observations le confirment. Les raies de l’hydrogène sont plus larges que celles des éléments plus lourds. Mais pas aussi large que le prédit la physique thermique. Il y a du mouvement supplémentaire. Mouvement en masse. Indépendant de la masse.

C’est des turbulences.

Mais voici la question épineuse. Qu’est-ce qui fait que ça continue ?

L’énergie turbulente se déverse naturellement. Les grands tourbillons se divisent en plus petits. Les plus petits se divisent en plus petits. Jusqu’à ce que la viscosité la dissipe sous forme de chaleur. Si rien ne reconstitue cette énergie, le gaz devrait se calmer. Ce n’est pas le cas.

Le moteur cosmique

Il faut injecter de l’énergie. En continu.

Trois sources principales animent le moteur interstellaire.

Premièrement, les vents stellaires. Les étoiles chaudes dégagent du gaz à des milliers de kilomètres par seconde. Cela représente une grande quantité d’énergie cinétique déversée dans le milieu environnant.

Deuxièmement, les supernovae. Lorsque des étoiles massives meurent, elles explosent avec une force violente. Les restes peuvent commencer à 20 000 kilomètres par seconde. Ils s’étendent vers l’extérieur, ralentissant progressivement jusqu’à atteindre la vitesse typique des nuages, soit environ 10 km par seconde. Cette explosion injecte d’énormes quantités d’énergie à grande échelle.

Troisièmement, les collisions. Les nuages ​​se déplacent à travers le potentiel gravitationnel de la galaxie. Parfois, ils se frappent. Ces collisions transfèrent de l’élan, remuant la situation à l’échelle galactique.

Tous ces processus maintiennent le gaz agité. L’énergie se transforme en chaleur, mais la source continue d’alimenter le feu.

L’échafaudage invisible

Il ne s’agit pas uniquement de gaz se déplaçant dans l’espace. Un champ magnétique traverse les bras spiraux de la Voie Lactée.

Ce champ s’étend à des milliers d’années-lumière au-dessus du plan galactique. C’est omniprésent. Nous savons qu’il est là à cause de deux signaux distincts.

L’une est l’émission radiosynchrotron. Des électrons très énergétiques se déplacent dans le champ en émettant des ondes radio. L’autre est la polarisation de la lumière des étoiles. Les grains de poussière allongés s’alignent avec le champ magnétique. Ils agissent comme de minuscules aiguilles de boussole, tordant la lumière qui les traverse.

Le champ magnétique est fortement couplé au gaz. Il agit sur les électrons intégrés. Même dans les régions à hydrogène neutre, il existe quelques électrons libres. Ces électrons entrent en collision avec d’autres particules de gaz, leur conférant ainsi un mouvement. Le gaz et le champ évoluent ensemble. Le gaz peut glisser le long des lignes de champ, mais il ne peut pas les traverser facilement.

Ce couplage est important. Le champ magnétique exerce une pression. Similaire à la pression du gaz. Cela influence la façon dont le gaz se déplace. Cela ajoute une couche de complexité aux turbulences.

Les simulations numériques ont passé des années à tenter de modéliser ces interactions. Les résultats montrent des mouvements de vagues complexes et des structures confinées.

Nous sommes encore en train de cartographier les limites de ce que nous comprenons. Les turbulences ne sont pas seulement le chaos. C’est un équilibre dynamique. Une poussée et une traction constantes entre la gravité, les champs magnétiques et la violence stellaire.

Pourquoi nous en soucions-nous ? Parce que cette turbulence détermine où se forment les nouvelles étoiles. Il régule la densité du gaz. Si les turbulences étaient plus faibles, les nuages ​​pourraient s’effondrer plus facilement. S’ils étaient plus forts, ils ne formeraient peut-être jamais d’étoiles.

Nous vivons dans une soupe turbulente, magnétisée et injectée d’énergie. Et nous commençons tout juste à goûter les ingrédients.