INTERSTELLAIRE MILIEU

L ' espace entre les étoiles n'est pas vide, comme on l'a cru longtemps, mais contient du gaz et des poussières qui forment une fraction substantielle de la masse de notre Galaxie et d'une partie des autres galaxies. Il existe même du gaz et peut-être des poussières entre les galaxies, au moins dans les amas de galaxies (matière intergalactique). La densité de la matière interstellaire est toujours très faible, généralement inférieure à celle du gaz résiduel dans les meilleurs vides obtenus en laboratoire, mais cette matière est néanmoins observable car elle finit par affecter les ondes électromagnétiques, notamment la lumière, au cours de leurs immenses trajets : elle peut même constituer une gêne sérieuse pour l'observation de régions éloignées de notre Galaxie, rendant par exemple totalement invisible optiquement le centre de celle-ci. Ainsi la matière interstellaire est-elle importante par ses effets, mais aussi parce qu'elle constitue une fraction majeure de la masse de l'Univers. Les étoiles se forment à partir de la matière interstellaire, y réinjectent une grande partie de leur masse pendant leur évolution, particulièrement dans ses phases finales, la chauffent et l'agitent continuellement. L'étude de la matière interstellaire utilise les techniques d'observation les plus variées, des ondes radio aux rayons gamma. Les traits les plus frappants révélés par ces observations sont la grande hétérogénéité de la distribution de ce milieu et des conditions physiques qui y règnent, ainsi que son état d'agitation constante. Il est donc impossible de se contenter d'une conception statique de ce milieu en perpétuel bouleversement.

Description générale du milieu interstellaire

Dans notre Galaxie, et probablement dans toutes les galaxies spirales et irrégulières, une grande partie de la matière interstellaire est condensée en «  nuages » irréguliers, qui peuvent être plus ou moins sphériques, ou se présenter sous forme de nappes ou de filaments. Il en existe deux types (et des types de transition) :

– les nuages diffus sont constitués principalement d' hydrogène neutre atomique, ont une densité relativement faible (de 1 à 1 000 atomes par centimètre cube) et leur température varie entre 10 et 100 kelvins ;

– les nuages moléculaires sont composés principalement d'hydrogène moléculaire et contiennent de nombreuses autres molécules ; leur densité est plus grande (de 10³ à 10⁷ molécules par centimètre cube, ou davantage) ; leur température est généralement de l'ordre de 10 kelvins, mais peut être plus élevée dans certaines circonstances ; c'est dans ces nuages que se forment les étoiles.

Au voisinage des étoiles chaudes, la matière interstellaire est ionisée par leur rayonnement ultraviolet et devient lumineuse : elle forme alors des nébuleuses gazeuses brillantes, dont la nébuleuse d'Orion est le prototype le mieux étudié. Ces nébuleuses subsistent tant que les étoiles chaudes les ionisent, et sont d'ailleurs aisément dispersées par divers phénomènes. Un cas particulier est celui des nébuleuses planétaires, objets relativement petits qui ne sont autres que du gaz éjecté par une étoile de faible masse en fin d'évolution et ionisé par le rayonnement ultraviolet du noyau stellaire résiduel.

Le vent violent issu en permanence des étoiles chaudes et de grande masse est capable de creuser dans le milieu interstellaire des cavités plus ou moins sphériques, qu'une onde de choc, à l'arrière de laquelle se trouve de la matière comprimée, sépare du gaz avoisinant : ces cavités se présentent sous la forme de bulles creuses. L'explosion qui termine la vie des étoiles massives (au stade de supernova) produit des restes de supernovae de structure analogue. Lorsque ces structures ont suffisamment grossi, elles s'interpénètrent et forment[...]