INTERSTELLAIRE MILIEU

Les nuages diffus

Représentant la composante la mieux connue du milieu interstellaire, les nuages diffus sont relativement transparents à la lumière ; ils se manifestent par des raies d'absorption caractéristiques des différents éléments qu'ils contiennent, raies très fines visibles dans les spectres à haute résolution d'étoiles situées à l'arrière-plan. Dans le domaine visible, ces raies sont peu nombreuses : les principales sont les raies D du sodium, les raies H et K du calcium ionisé une fois, celles du calcium neutre, du titane ionisé une fois, et de trois radicaux moléculaire simples (CN, CH et CH⁺). La présence d'ions s'explique par le fait que le rayonnement ultraviolet de l'ensemble des étoiles de la Galaxie peut pénétrer assez facilement dans ces nuages si sa longueur d'onde est supérieure à 91,2 nm – la limite d'ionisation de l'hydrogène atomique –, et ioniser un certain nombre d'éléments ; en revanche, les radiations de longueurs d'onde inférieures sont totalement absorbées par l'hydrogène atomique, qui est très abondant. Les raies d'absorption interstellaires observées dans le spectre des étoiles sont fines, indiquant des températures basses et des mouvements internes faibles, mais sont souvent multiples : cela montre que la matière interstellaire n'est pas distribuée uniformément, mais en nuages ou en sous-nuages isolés dont chacun est animé d'une vitesse particulière, produisant une composante de la raie décalée en longueur d'onde par effet Doppler-Fizeau.

En 1951, la découverte de la raie radio à 21 centimètres de longueur d'onde produite par l'hydrogène atomique montrait que cet élément est le principal constituant des nuages diffus, et permettait d'en préciser leurs caractéristiques et leur distribution dans la Galaxie, où ils sont concentrés le long de bras spiraux. De nombreuses galaxies extérieures ont été étudiées dans cette raie avec un pouvoir de résolution angulaire qui est aujourd’hui comparable à celui des télescopes optiques. La raie à 21 centimètres permet également de déterminer la température de ces nuages grâce à la comparaison de leur observation en absorption devant des sources d'ondes radio situées à l'arrière-plan (les raies d'absorption radio sont sensibles à la température) et en émission (raies insensibles à la température) à côté de ces sources.

Depuis le début des années 1970, les observations spatiales dans l'ultraviolet ont permis de découvrir un très grand nombre de raies d'absorption dues à des atomes et à des ions très variés, et d'approfondir nos connaissances sur les nuages diffus. Leur composition chimique est assez bien connue : l'hydrogène moléculaire est un constituant non négligeable, souvent important même dans les nuages diffus, qui contiennent aussi de petites quantités de molécules comme CO ou OH. En outre, on constate qu'ils sont déficients, par rapport au Soleil, en éléments comme le silicium et certains métaux. Ces éléments se retrouvent dans les poussières dont on parlera plus loin, qui sont intimement mélangées avec le gaz.

Les nuages moléculaires

Optiquement, les nuages moléculaires sont des objets totalement opaques et sombres, donc difficiles à observer. On ne les voit que dans de rares cas, en projection sur un fond d'étoiles (le Sac à Charbon austral et les globules de Barnard ou de Bok), ou sur des nébuleuses gazeuses auxquelles ils sont parfois associés (la Tête de cheval dans la constellation d’Orion). Quelquefois, ils sont éclairés par la[...]