Astronomie

IMAGE : La nébuleuse de la tête de cheval, située à 1400 années-lumière. La nébuleuse rougeâtre est une région HII de gaz ionisé appelée IC 434. La zone sombre est un nuage de poussière appelée Barnard 33. Crédit : ESO/VLT

Si les poussières ont un effet plus visible que le gaz, c'est ce dernier qui constitue 99 pour cent de la masse du milieu interstellaire. Suivant la température et la densité, le gaz, essentiellement de l'hydrogène, se trouve sous forme d'atomes, d'ions ou de molécules.

Hydrogène atomique

Les régions de température et de densité moyennes sont formées d'hydrogène atomique. Sous cette forme, le gaz n'émet pas de rayonnement visible, ce qui complique son étude. Il a donc fallut attendre l'avènement de la radioastronomie pour pouvoir observer ces régions et déterminer leurs propriétés. En effet, l'atome d'hydrogène présente une émission dans le domaine radio à une longueur d'onde de 21 centimètres. Ce rayonnement, lié à une interaction d'origine quantique entre le proton et l'électron qui forment un atome d'hydrogène, a été détecté pour la première fois en 1951. Il a depuis lors permis d'étudier de nombreuses propriétés des régions d'hydrogène atomique comme leur distribution, leur température, leur densité, ainsi que leur mouvement.

Deux types différents de régions remplies d'hydrogène atomique ont été mis en évidence. D'abord des nuages froids à environ 100 kelvins, appelés régions HI. Ces nuages ont chacun une cinquantaine de masses solaires et une densité de l'ordre de plusieurs atomes par centimètre cube. En guise de comparaison, la densité de l'air que nous respirons est d'un milliard de milliards de molécules par centimètre cube. Le deuxième type est un milieu plus chaud à quelques milliers de kelvins mais moins dense, avec moins d'un atome par centimètre cube. C'est dans ce milieu que baignent les régions HI.

Régions ionisées

Le milieu interstellaire contient également des régions où l'hydrogène se trouve sous forme d'ions. Électrons et protons ne sont alors plus associés au sein d'un atome, mais sont séparés et libres. Ces régions ont une température moyenne de 10 000 kelvins. Elles ne naissent que dans des environnements très particuliers. C'est par exemple le cas dans le voisinage des étoiles massives émettant de grandes quantités de rayons gamma ou bien dans des régions traversées par une onde de choc. Une autre possibilité concerne la matière éjectée lors d'une explosion de supernova. Comme nous l'avons vu, le gaz de l'étoile est éjecté à très grande vitesse. Lorsque ce gaz rencontre le milieu interstellaire, des forces de friction apparaissent qui chauffent le gaz et l'ionisent. Ce processus conduit à des filaments brillants qui forment une magnifique coquille autour du reste de l'étoile.

Des conditions encore plus extrêmes que les précédentes ont été révélées par les missions spatiales d'observation dans les courtes longueurs d'onde. Celles-ci ont mis en évidence un fond de rayons X provenant de toutes les directions du ciel. Ce fond diffus est lié à la présence tout autour de nous d'un gaz très chaud, à plus d'un million de kelvins, appelé le gaz coronal. Son origine est probablement liée aux explosions de supernovae car lors d'un tel événement, une bulle de gaz peu dense mais extrêmement chaude, apparaît et s'étend autour de l'étoile. Il est probable que de nombreuses bulles de ce type existent dans le voisinage du Soleil et que la somme de leur rayonnement est à l'origine du fond diffus dans les rayons X.

Les missions spatiales ont en particulier mis en évidence la Bulle Locale, une région de 100 parsecs de diamètre, qui contient le Soleil et dans laquelle la densité de gaz est plus faible qu'en moyenne. Certains astronomes pensent que cette bulle est liée à l'explosion d'une supernova proche dont le pulsar de Geminga, une source très intense de rayons gamma, est le possible résidu.

Hydrogène moléculaire

La dernière forme sous laquelle la matière interstellaire peut se présenter est le nuage moléculaire, dans lequel les atomes se sont associés pour former des molécules. La température de ces nuages se situe à une dizaine de degrés du zéro absolu et leur densité est de l'ordre du millier de molécules par centimètre cube. Constitués essentiellement d'hydrogène moléculaire (H2), ces nuages sont difficiles à observer. En effet, l'hydrogène sous forme de molécule n'émet pas de rayonnement facilement détectable. Il faut donc avoir recours à un autre constituant de ces nuages, le monoxyde de carbone (CO), qui émet un rayonnement à des longueurs d'onde de l'ordre du millimètre.

L'étude des nuages moléculaires a commencé au milieu des années 1970. Elle a révélé que la grande majorité de l'hydrogène moléculaire se trouve dans des nuages gigantesques dont la taille est comprise entre 10 et 100 parsecs. Ces nuages moléculaires géants ont une masse entre 100 000 et un million de masses solaires et l'on en dénombre environ 5000 dans notre galaxie.

D'autres observations ont révélé la présence de près d'une centaine de molécules différentes dans ces nuages. On y trouve de nombreuses molécules organiques, en particulier certaines qui sont essentielles à la vie. Les nuages moléculaires contiennent également des poussières. Du fait de leur densité relativement élevée, ces nuages sont opaques et apparaissent donc dans le ciel comme des zones sombre, des trous dans la distribution des étoiles. Un exemple bien connu est la nébuleuse de la Tête de Cheval.

IMAGE : Barnard 68, un globule de Bok composé de gaz et de poussière situé à 410 années-lumière. Sa température est de 16 Kelvins, sa masse deux fois celle du Soleil, sa taille 12500 unités astronomiques. Les forces de gravité et de pression sont encore en équilibre, mais les observations montrent que le nuage risque à tout moment de s'effondrer sur lui-même pour donner naissance à une nouvelle étoile. Crédit : ESO/VLT

Il peut paraître étonnant que des ensembles aussi énormes que les nuages moléculaires géants puissent exister car la force de gravité devrait les faire s'effondrer sur eux-mêmes. En fait, plusieurs processus interviennent pour assurer une relative stabilité. D'abord, les étoiles proches réchauffent le gaz des nuages, ce qui se traduit par une agitation des molécules, donc par une force de pression interne qui peut résister à l'effondrement. Ensuite, le nuage n'est pas immobile mais tourne sur lui-même. Les molécules de gaz sont de ce fait soumises à une force centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre du nuage. Enfin, le champ magnétique interstellaire est également à l'origine d'une force contribuant à la stabilité.

Cette situation ne dure cependant pas éternellement car certains facteurs peuvent rompre l'équilibre et déclencher un effondrement gravitationnel. Une première possibilité est le passage du nuage dans une zone de haute densité de matière. Notre Galaxie n'a pas une répartition de matière uniforme mais contient des zones plus denses que la moyenne. Lorsqu'un nuage moléculaire géant traverse une de ces zones, il subit une force de compression qui peut rompre l'équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel. Une autre cause possible est l'explosion d'une supernova. Cet événement donne lieu à une formidable onde de choc qui compresse violemment les régions qu'elle traverse et peut donc provoquer l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. C'est d'ailleurs ce scénario qui est retenu pour expliquer la formation du Soleil.

Fragmentation

Une fois la stabilité rompue, un nuage moléculaire géant ne va pas simplement se contracter. Il commence d'abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Ce processus fut étudié par le physicien britannique James Jeans qui montra au début du siècle qu'un nuage de gaz soumis aux exigences opposées de la force de gravitation et de la pression interne finit par se contracter si sa masse est supérieure à un certain seuil, appelé la masse de Jeans. Ce seuil est d'autant plus faible que le nuage est dense et d'autant plus grand que la température est élevée. Ainsi, un nuage dense se contractera plus facilement qu'un nuage ténu, et, pour une densité donnée, un nuage froid s'effondrera plus aisément qu'un nuage chaud. La masse de Jeans dicte la taille des nuages susceptibles de s'effondrer et ce sont les variations de cette masse critique avec la température et la densité qui déterminent le déroulement des événements après la rupture de l'équilibre.

A l'intérieur du nuage moléculaire géant dont l'équilibre vient d'être rompu, des blocs de la masse de Jeans deviennent indépendants de l'ensemble et commencent à se contracter. Au fur et à mesure de la compression, la densité s'accroît dans chacun de ces blocs, ce qui y fait baisser le seuil critique de Jeans. En conséquence, une nouvelle série de fragmentations commence et chacun des blocs se subdivise lui-même en nuages plus petits et plus denses. La masse de Jeans continue donc à baisser et ainsi de suite. Une succession de divisions se déroule qui donne naissance, à partir d'un nuage géant, à une grande quantité de fragments de plus en plus petits.

Le processus de fragmentation finit par s'arrêter. Jusqu'à présent, les nuages étaient transparents et le rayonnement pouvait donc s'échapper librement. C'est lui qui débarrassait le nuage de son surplus d'énergie. Mais à un certain moment, les blocs de gaz atteignent une densité suffisante pour devenir opaques et empêchent alors le rayonnement d'accomplir sa tâche d'élimination de l'excès d'énergie. Par conséquent, la température du nuage, qui était stable jusque là, commence à monter, ce qui se traduit par une augmentation de la masse de Jeans. Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas, sont alors trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s'arrête.

Naissance d'une étoile

Lorsque la fragmentation s'arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une protoétoile qui continue à se contracter et à s'échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Le rayonnement peut encore partiellement s'échapper. La température reste donc modérée et la lumière de l'étoile se situe dans l'infrarouge. Mais la contraction continue et le gaz devient finalement opaque. La température de la protoétoile atteint alors plusieurs milliers de kelvins et l'astre se met à briller dans le domaine visible. Comme ses dimensions sont encore énormes, la protoétoile est alors extrêmement brillante. A ce stage de sa vie, le protosoleil était par exemple 100 fois plus brillant que de nos jours.

Au centre de l'astre, la densité et la température augmentent de plus en plus. Arrive finalement le moment où la température centrale atteint 10 millions de degrés et où les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène se déclenchent. A ce moment, une énorme quantité d'énergie est produite qui donne naissance à une forte pression interne s'opposant à la force de gravité et stabilisant l'astre. La contraction s'arrête et c'est le début de la vie de l'étoile sur la séquence principale.

La durée de la formation d'une étoile est beaucoup plus courte que sa longévité sur la séquence principale. Elle dépend fortement de la masse de l'étoile considérée. Elle est ainsi de plusieurs dizaines de millions d'années pour une étoile comme le Soleil, mais de moins de 100 000 ans pour un astre de 10 masses solaires.

Notons encore, pour être complet, que toutes les étoiles ne naissent pas dans des nuages moléculaires géants. Certaines, parmi les moins massives, se forment à partir de nuages moléculaires plus petits, dont les dimensions peuvent descendre jusqu'à moins d'un parsec, appelés les globules de Bok.

Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire
Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.
Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.

La couronne solaire

En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.
L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.
La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.
Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.

Le vent solaire

Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube

L'aspect granuleux

En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.
Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.

IMAGE : Un exemple d'objet Herbig-Haro : HH 32. Crédit : NASA/STScI

La formation des étoiles donne lieu à quelques phénomènes très spectaculaires. Fréquemment, l'étoile sur le point d'atteindre la séquence principale perd d'énormes quantités de gaz sous forme de vents stellaires et peut ainsi éjecter une bonne partie de sa masse. L'astre est alors appelé une étoile T Tauri. Cette étape se caractérise par une très forte émission dans le domaine infrarouge car le rayonnement visible de l'étoile est absorbé puis réémis par la poussière relativement froide qui l'entoure.

Souvent la formation d'étoiles est également accompagnée d'une éjection de gaz sous forme de deux jets diamétralement opposés. Une explication possible pour ce phénomène est la présence autour de l'étoile d'un disque formé des résidus de la formation. Le gaz éjecté par l'étoile dans le plan du disque est donc bloqué et ce n'est que dans les directions perpendiculaires à ce plan que l'éjection est efficace, d'où la présence de deux jets opposés. Sur la trajectoire des deux jets, on trouve parfois des petites concentrations de gaz et de poussières. Ces régions reçoivent alors une grande quantité d'énergie et se mettent à briller. On les appelle des objets Herbig-Haro et elles peuvent donner lieu à de magnifiques alignements de petites nébuleuses brillantes le long des jets.

Un cas intéressant est celui des étoiles les plus massives, qui subissent un effondrement gravitationnel extrêmement rapide et atteignent donc leur phase stable très vite. Naissent alors des étoiles de type O ou B, très chaudes et très lumineuses. Dans ce cas, une grande partie du rayonnement stellaire est très énergétique et se situe dans l'ultraviolet. Cette lumière chauffe le milieu interstellaire autour de l'étoile. Celui-ci se retrouve essentiellement constitué d'hydrogène ionisé, c'est-à-dire de protons et d'électrons libres. Il arrive néanmoins qu'un électron et un proton libres se rencontrent et réussissent à s'associer pour former un atome d'hydrogène. Ce phénomène s'accompagne de l'émission de photons rouges et la région qui entoure l'étoile se met ainsi à briller. Le résultat est une magnifique nébuleuse appelée une région HII. Comme exemple, on peut citer la fameuse nébuleuse d'Orion, visible à l'oeil nu dans la constellation du même nom.

Les étoiles massives et lumineuses qui se trouvent à l'intérieur d'une région HII constituent ce que l'on appelle une association OB. Généralement ces étoiles sont faiblement liées par la gravitation et se dispersent très vite. Une association d'étoiles à donc une durée de vie très courte, par opposition à un amas qui est constitué d'étoiles liées par la gravitation et subsiste donc beaucoup plus longtemps. Notons encore que les étoiles massives sont à l'origine de forts vents stellaires et d'ondes de chocs qui favorisent la formation stellaire dans les régions voisines.