Historique de Marseille
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le 27/11/23
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 27/11/23 |
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| Le milieu interstellaire, les nébuleuses | |||||||
Le milieu interstellaire est constitué de gaz (H et He) et de poussières. Il est extrêmement dilué. Il est très complexe : on y trouve un peu de tout…
Nous avons étudié les étoiles, qui sont des concentrations de matière. Les étoiles sont très éloignées les unes des autres. N’y a-t-il rien entre elles ?
Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes possesseurs des meilleurs instruments de l’époque ont pu distinguer des objets d’allure non stellaire. Il s’agissait de petites taches floues, brillantes, ayant des dimensions et des formes variées. Evoquant, à première vue, de petits nuages elles ont été nommées nébuleuses. Charles Messier, grand chasseur de comètes, en a dressé un catalogue, pour éviter de les confondre avec son gibier favori. Les objets y sont nommés par un M suivi du n° dans le catalogue. La nébuleuse d’Orion (M 42) est un bel exemple, de forme irrégulière. La nébuleuse d’Andromède (M 31) par contre montre une forme elliptique bien marquée. D’autres ont une magnifique forme spirale, et ont été nommées de ce fait nébuleuses spirales.
Après ces premières observations, les astronomes ont commencé à faire un classement de tous ces objets. Les choses ont évolué avec le perfectionnement des instruments, et la nature de ces objets a été comprise. Sous le terme nébuleuse avaient été regroupés des objets très différents, et la terminologie actuelle a changé. Le mot nébuleuse est maintenant réservé aux objets formés de gaz et de poussières. Ce sont donc ceux-là qui font l’objet de ce chapitre. Les anciennes nébuleuses, spirales ou elliptiques, sont maintenant nommées galaxies. Elles seront étudiées par ailleurs.
Le terme nébuleuse reste utilisé pour les nuages de gaz et de poussière.
Nébuleuses sombres et brillantes. Lorsque du gaz et des poussières se trouvent dans l’espace, ils peuvent intercepter la lumière des étoiles situées derrière, qui ne nous parviendra plus. On aura l’impression qu’il n’y a rien dans cette zone du ciel. Ce sont les nébuleuses sombres. Mais le gaz et les poussières peuvent aussi briller par un mécanisme quelconque. On aura alors une nébuleuse brillante.
La différence essentielle entre les nébuleuses obscures et brillantes est la présence éventuelle à leur proximité d’étoiles chaudes et brillantes pour les illuminer. S’il y a de telles étoiles, la nébuleuse réfléchit leur lumière ou brille elle-même. Sinon, c’est une nébuleuse obscure.
Outre ces nébuleuses visibles, on a détecté, par des moyens plus subtils, de la matière répartie entre les étoiles. On appelle l’espace entre les étoiles, avec son contenu de matière, le milieu interstellaire.
Avant le xh siècle, on croyait au vide interstellaire : entre les étoiles, il n’y avait rien. Le vide était conçu comme de l’espace sans rien dedans. Le milieu interstellaire existe pourtant, il est constitué de matière de très faible densité, plus faible que celle du meilleur vide que l’on sait produire en laboratoire. A priori donc, il est invisible, et par conséquent très difficile à détecter.
Une première indication, indirecte, a été obtenue par des comptages d’étoiles. A l’œil nu, on voit à peu près 6.000 étoiles dans l’ensemble de la voûte céleste. Avec un instrument, selon son diamètre, on en verra davantage. On va supposer que les étoiles sont uniformément réparties, ce qui doit être assez proche de la réalité si on fait des comptages dans plusieurs directions du ciel. Dans cette hypothèse, plus on regarde loin, plus on voit d’étoiles. Et le nombre d’étoiles proches permet d’extrapoler au-delà : jusqu’à la magnitude 10, on devrait voir 1.500.000 étoiles.
La réalité est différente, on n’en voit seulement 320.000. Ce qui semble indiquer que nous sommes au centre d’une condensation particulière (pourquoi ?), ou alors que l’espace n’est pas totalement transparent. Qui plus est, le chiffre précédent est obtenu en lumière jaune. Mais en lumière bleue, ce sont à peine 170.000 étoiles qui répondent à l’appel. Cette différence en fonction de la couleur indique que l’espace absorbe davantage le bleu que le jaune. Nous préciserons plus loin une autre méthode statistique pour mettre ce fait en évidence, en traitant l’exctinction.
On a eu la preuve directe de l’existence d’un gaz interstellaire dès 1904, lorsque Hartman a observé spectroscopiquement δ Ori (l’un des trois rois, l’une des étoiles du baudrier). Il s’agit d’une étoile double orbitale, dont les deux composantes se déplacent périodiquement par rapport à la Terre. Dans le spectre, Hartman a observé les raies H et K du calcium ionisé des deux étoiles, qui se déplaçaient périodiquement les unes par rapport aux autres, puisque la vitesse des étoiles par rapport à la Terre varie au cours de leur mouvement orbital. Mais il a eu la surprise de voir en plus un autre système de raies spectrales qui, elles, ne se déplaçaient pas. Elles étaient donc produites par des atomes se trouvant entre les deux étoiles et nous, et non liés aux étoiles. C’était la preuve qu’il existe des atomes entre les étoiles, dans le milieu interstellaire, qui n’était donc pas totalement vide.
25 ans plus tard, Struve a montré par une étude systématique d’étoiles de distances connues, que l’intensité de ces raies augmentait avec l’éloignement de l’étoile qui les mettait en évidence. Preuve que le nombre d’atomes absorbants était d’autant plus élevé qu’on observait plus loin. Cette observation prouvait donc que la matière était uniformément répartie dans l’espace, au moins à grande échelle.
Enfin, dans certains cas on observe non pas un système de raies fixes, mais plusieurs ! Ceci nous montre que le gaz interstellaire, responsable de ces raies, n’est pas homogène, mais bien plutôt regroupé en structures (nuages), animés de vitesses différentes par rapport à l’observateur. Chaque nuage, avec sa vitesse propre, donne un système de raies affecté du décalage spectral correspondant. Les nuages mis ainsi en évidence sont de faible densité, car leurs effets sont légers. Les nuages denses sont visibles directement, soit parce qu’ils sont brillants, telle la nébuleuse d’Orion, soit parce qu’ils sont sombres et très absorbants, tel le Sac à Charbon.
On a observé, outre les raies H et K du calcium ionisé, celles du calcium neutre, du sodium neutre, du fer, du titane… Le déplacement des raies insterstellaires montre des vitesses allant jusqu’à 20 km/s. Dans l’ultraviolet, on a détecté l’hydrogène par sa raie Lyman α (c’est évidemment l’élément le plus abondant), le carbone, l’azote, le silicium, le magnésium… Ce sont des raies de résonance, entre un niveau n et le fondamental. Ceci prouve que l’état normal des atomes est le niveau fondamental, donc que les collisions sont rares : le milieu est très dilué.
Si l’observation dans le visible a donné les premières indications, elle a ses limites, car les longueurs d’onde qu’elle montre correspondent à des énergies relativement importantes. Or le milieu auquel nous nous intéressons maintenant est froid, et ne peut rayonner dans ce domaine. C’est vers la radio-astronomie qu’il faut se tourner, car elle observe des ondes centimétriques et millimétriques, qui correspondent aux énergies disponibles.
La radioastronomie a tout d’abord montré que l’hydrogène était bien le constituant principal. Dans les nuages froids, ses atomes sont neutres, car l’énergie disponible n’est pas suffisante pour provoquer des transitions électroniques (saut sur un niveau d’énergie plus élevé, puis chute vers le niveau fondamental avec émission de lumière). La maigre énergie présente permet cependant la transition de spin de l’électron, qui est responsable de la raie à 21 cm de longueur d’onde. Il a été possible de cartographier ainsi toute la Galaxie, et en particulier d’en dessiner la structure, nous le verrons dans le prochain chapitre.
On a découvert dans les nuages interstellaires de nombreuses molécules, dont la plupart étaient inattendues ! Parmi les plus simples, on trouve le radical OH, qui ne peut exister sur Terre de manière stable. L’atome d’oxygène étant lié à un atome d’hydrogène n’est pas saturé, il lui faudrait un second atome d’hydrogène. Sur Terre, il y a tant d’atomes, qu’il n’éprouverait aucune difficulté à faire son marché pour s’en procurer un second. Il deviendrait alors une molécule d’eau. Mais dans les conditions de vide qui règnent au cœur de ces nuages, la probabilité de rencontrer un atome d’hydrogène est très faible, ce qui explique la stabilité de ce radical. Cette remarque est valable pour d’autres radicaux.
La molécule OH rayonne à 18 cm de longueur d’onde, NH3 à 1,4 cm et CO à 2,6 cm.
On a trouvé d’autres radicaux, composés du carbone : CH, qui pourrait donner des hydrocarbures, et CN, base du cyanure. On a eu la surprise de trouver des molécules complexes, pensant que la chimie ne pouvait produire de réactions à si basse température (moins de 100 K). Et parmi ces molécules, certaines sont les briques de la chimie organique. Ceci a entraîné une révision des idées que l’on avait sur l’apparition de la vie (on a posé de nouvelles questions, rendant le problème peut-être plus difficile encore…).
Les éléments chimiques qui composent ces molécules sont : l’aluminium, le chlore, l’azote, le soufre, l’oxygène, le carbone, le fluor, le phosphore, le silicium, le potassium et le sodium.
On trouve des molécules minérales simples, comme le chlorure et le fluorure d’aluminium, le monoxyde de carbone, le chlorure de sodium ou de potassium, le dioxyde de soufre et le monoxyde d’azote. Sur Terre, certaines de ces molécules sont des polluants, rejetés par notre industrie.
On y trouve de l’eau ! Elle est composée de l’élément le plus abondant (l’hydrogène), et d’oxygène, élément synthétisé dans les premières pelures de l’oignon stellaire. La synthèse de l’oxygène ne nécessite pas des températures très élevée, elle se réalise dans des étoiles relativement peu massives, donc abondantes. Il n’y a donc pas pénurie d’eau dans l’espace…
On trouve quantité de molécules plus ou moins rares sur Terre, car elles sont réactives, et ne subsistent guère dans notre environnement. Mais on a repéré aussi du méthanol (alcool méthilique, dit alcool de bois) et de l’éthanol (alcool éthilique). Certains ne se sont pas privés de dire que la présence d’alcool dans l’espace était un facteur favorable à l’émergence de civilisations extraterrestres… et même de calculer le nombre astronomique, 1028, de bouteilles de vodka qu’on pourrait remplir avec !
Enfin, il y a de nombreux composés carbonés et hydrogénés, dont certains sont des constituants du pétrole. Et de nombreux composés arômatiques.
En résumé, l’espace contient de l’eau, de l’alcool, des arômes, du pétrole et des polluants. De quoi s’y sentir parfaitement chez nous !
Voici une petite liste de molécules qu’on trouve dans le milieu interstellaire !
On a ensuite étudié le milieu interstellaire par une méthode photométrique. Il est constitué de gaz et de poussières (une poussière étant constituée d’un nombre d’atomes de quelques centaines à quelques millions).
En supposant que l’éclat apparent d’une étoile diminue en fonction de la distance, uniquement par dilution dans l’espace parfaitement transparent, on obtient la relation : M - m = 5 - 5 log d. Il existe d’autre part une autre relation entre M, qui caractérise la puissance rayonnée par l’étoile, et sa température superficielle, qui détermine son spectre. L’analyse du spectre permet donc de remonter à la magnitude absolue. Il reste à mesurer m, et on peut calculer la distance d.
Il s’est alors passé un phénomène curieux. En calculant ainsi la distance photométrique des étoiles autour du Soleil, on s’aperçut qu’il y en a de moins en moins quand on s’éloigne. Ceci signifie que le Soleil est au centre d’une concentration d’étoiles ! Ce résultat est le même que celui du comptage des étoiles, mais avec une méthode numérique.
Depuis Copernic, on se méfie de ce genre de conclusion. La Terre n’est au centre de rien du tout ! Ce phénomène serait donc une illusion, due à une erreur dans la mesure des distances. Ceci peut se comprendre si on admet que quelque chose obscurcit les étoiles avec la distance. Pour mesurer cet obscurcissement, on ajoute un terme dans la relation que nous avons utilisée pour calculer la distance, et on adapte ce terme pour que les comptages donnent la bonne réponse : les étoiles sont juste aussi nombreuses autour du Soleil que plus loin.
On introduit un terme correctif noté extinction(d) :
M - m = 5 - 5 log d - extinction(d)
La fonction extinction(d) est définie pour que la densité d’étoiles soit indépendante de la distance. Ce terme est alors une mesure de l’extinction. Il représente une première tentative de mesure, et n’est valable qu’en moyenne. En supposant le milieu interstellaire homogène et isotrope (mêmes propriétés dans toutes les directions et à toutes les distances), extinction(d) = a × d, on obtient pour le coefficient a la valeur moyenne :
La constante a est déterminée empiriquement, de telle façon que le nombre d’étoiles soit le même à toutes les distances, pour respecter l’hypothèse d’homogénéité.
Remarquez que nous sommes à quelques 10 kilo parsecs du centre de la Galaxie. L’extinction qu’on peut observer dans cette direction est donc de l’ordre de 20 magnitudes ! Autant dire que l’on ne voit rien, ce qui est bien le cas.
Une autre méthode a été développée par Trumpler, basée sur la même relation et sur la mesure des distances des étoiles, appliquée aux amas ouverts. Toutes les étoiles d’un même amas ouvert sont à peu près à la même distance, qui est la distance de l’amas. Mesurant la distance de l’amas par la relation habituelle M - m = 5 - 5 log d, et son diamètre angulaire, on en déduit son diamètre réel en années-lumière. On s’aperçoit alors que les amas sont d’autant plus gros qu’ils sont plus lointains ! Là encore, on se refuse à une telle conclusion, et on remet en cause la méthode qui produit cet effet.
Trumpler a poussé son analyse jusqu’à déterminer l’absorption en fonction de la longueur d’onde. Il a obtenu le résultat important suivant :
L’importance de ce résultat tient dans l’étude qui a été faite auparavant par des physiciens en laboratoire. Il s’agit des interactions entre la matière à faible densité et la lumière.
En fonction de cette observation, prenons λ = 0,4 µm (côté bleu du visible). 1/λ = 1/0,4 = 2,5. Prenons maintenant λ = 0,8 µm, (côté rouge du visible) 1/λ = 1/0,8 = 1,25. L’absorption dans le rouge est 1,25 par rapport à 2,5 dans le bleu, donc moitié moindre. On voit donc que lorsque la longueur d’onde passe de 0,4 à 0,8 µm, l’absorption diminue de moitié. Le bleu est 2 fois plus absorbé que le rouge (ce qui confirme les résultats mentionnés tout au début). Si on observe une lumière dont toutes les couleurs ont la même intensité, alors on verra le rouge presque aussi brillant que s’il n’y avait pas d’absorption, alors que le bleu sera très affaibli. L’impression sera de voir un objet rouge.
Cet effet a été parfaitement mis en évidence sur deux étoiles de même type spectral, β Cephei et 26 Cephei. Toutes deux sont des étoiles B1. Leurs spectres sont donc très semblables, avec les mêmes raies d’absoption (les conditions physiques sont les mêmes dans leurs atmosphères). Leurs spectres devraient donc se superposer. Ce n’est pas le cas. Le schéma ci-dessous montre les deux spectres pris par un photomètre. Pour chaque longueur d’onde, on mesure précisément la quantité de lumière reçue. On distingue parfaitement les raies d’absoption dans les deux spectres, et on voit bien qu’elles sont semblables. Mais on remarque aussi que l’une des deux courbes est relativement plate (globalement) du côté bleu du spectre (à gauche), alors que l’autre descend très nettement. Cette dernière possède donc moins de bleu, et l’impression globale sera de voir une étoile plus rouge. On apelle ce phénomène le rougissement interstellaire. Mais attention, les explications qui précèdent doivent bien vous faire comprendre que le rougissement n’est pas dû à un excès de rouge mais à un déficit de bleu !
Dans le schéma, les deux courbes ont été placées de manière à égaliser approximativement les intensités du côté rouge (à droite). On voit nettement l’affaiblissement de la courbe bleue dans les courtes longueurs d’onde (bleu du spectre).
Spectres des étoiles β Cephei (en rouge) et 26 Cephei (en bleu)
L’importance de l’absorption interstellaire est considérable : à 3 kpcs seulement du Soleil, une étoile perd 3 × 2 magnitudes = 6 magnitudes. Si c’est une splendide étoile qui serait de magnitude 1 sans absorption, elle sera en réalité invisible à l’œil nu !
La valeur de 2 magnitudes par kiloparsec n’est qu’une moyenne, et les écarts à cette moyenne sont considérables : l’extinction n’est pas isotrope. Ainsi, dans la direction du centre de la Voie Lactée, il atteint 30 magnitudes, en seulement 8 à 9 kilo parsecs. Aucune étoile du centre galactique n’est visible, ni à l’œil nu ni même dans un grand télescope ! En regardant dans cette direction, on voit seulement les étoiles les plus proches du Soleil…
| 1 | 2 | 3 | 4 | 5 |
|---|---|---|---|---|
| comptage d’étoiles | systèmes de raies spectrales |
raies radio de H neutre et autres molécules et radicaux |
extinction interstellaire |
amas ouverts |
La matière peut se présenter sous diverses formes :
L’étude en laboratoire de ces différentes formes a montré que l’absorption n’était pas du tout la même dans les différents cas :
Tout ceci est résumé sur le schéma ci-dessous :
Puisque Trumpler a montré que l’absorption intersidérale est en 1/λ, on en déduit immédiatement, par comparaison, que la matière interstellaire se présente (majoritairement) sous la forme de grains dont la taille est de l’ordre de la longueur d’onde de la lumière visible, c’est à dire de quelques centaines de nanomètres. Ces grains comportent donc quelques dizaines d’atomes tout au plus. On les appelle grains, ou poussières. Mais leur taille est plus proche de celle des particules qui composent la fumée.
Ainsi, une propriété de la lumière qui nous parvient des astres nous montre à la fois qu’il y a une absorption, donc de la matière entre les étoiles, et de plus sous quelle forme elle se présente.
Les poussières interstellaires obscurcissent de deux façons :
Il reste maintenant à savoir de quoi sont constitués les grains.
La première idée qui est venue à l’esprit, concernant la composition des grains, a été de penser qu’ils étaient métalliques. Mais on s’est aperçu très vite que l’abondance des métaux était très insuffisante pour autoriser cette explication.
Le second modèle envisagé était fait de grains sphériques de glace d’eau, dont le rayon serait de 0,15 µm. Les abondances d’oxygène et d’hydrogène le permettent. Cette solution est restée satisfaisante tant qu’on s’est limité aux observations dans le visible, seul observable depuis le sol. Lorsque les moyens spatiaux ont été disponibles (fusées et satellites), on a commencé à observer dans l’ultraviolet.
Le modèle des grains de glace prévoyait un fort affaiblissement de l’absorption dans l’ultraviolet. On a observé exactement le contraire ! Par conséquent, le modèle ne convenait pas, et il fallait trouver quelque chose de plus complexe.
Le schéma ci-dessus montre l’extinction en fonction de la longueur d’onde. On y observe que l’absorption est d’autant plus forte que la longueur d’onde est plus courte (le bleu et l’ultraviolet plus absorbés que le rouge), et on y voit un maximum secondaire à la longueur d’onde 217,5 nm. Ce maximum doit être expliqué par le modèle.
On a noté de plus que ce maximum n’a pas une importance constante en fonction de la direction. Selon l’étoile observée, l’absorption dans cette gamme montre une belle bosse, ou bien une discrète proéminence. Dans certaines régions du ciel, il est très important, alors que dans d’autres il est beaucoup plus discret. L’abondance de l’élément qui en est responsable et donc assez variable.
Des mesures semblables à celles faites sur les grains de glace ont été répétées sur d’autres matériaux. Il est évident que ces expériences portent en priorité sur les corps les plus répandus dans l’Univers, hydrogène, hélium, carbone, azote, oxygène… Leurs résultats expliqueraient le maximum par une résonance électronique produite dans des grains de graphite.
On arrive alors à une situation où les observations nécessiteraient d’une part de la glace, d’autre part du graphite. Il semble donc que les grains ne soient pas de structure simple.
On a observé plus tard dans l’infrarouge, et mis en évidence une absorption à 3,1 µm. Ceci est caractéristique de la glace d’eau. Mais on a trouvé aussi une bande d’absorption IR vers 10 µm. Les expériences de labo expliquent cette bande par une autre résonance, due à la liaison Si-O entre le silicium et l’oxygène, dans des silicates. Elles permettent de plus de préciser que ces silicates sont amorphes, car les silicates cristallisés présentent des structures dans cette bande, structures non observées dans le milieu interstellaire.
La complexité des grains s’est donc encore accrue : ils contiennent de la glace d’eau, du graphite, et des silicates amorphes. La question est maintenant de savoir comment ces éléments sont regroupés, autrement dit de produire un modèle de grains interstellaires.
Y a-t-il des grains de glace, des grains de graphite et des grains de silicate ? Y a-t-il au contraire un seul type de grains, contenant le tout ? Des modèles doivent être produits, puis des expériences faites si possible pour les valider. Il n’est pas facile de produire de tels grains, car les conditions dans lesquelles ils se constituent dans l’espace ne peuvent être reproduites au laboratoire : les conditions de vide sont bien trop imparfaites.
Les modèles monocomposant ont été évoqués plus haut, ce sont eux qui ont permi de déterminer les constituants des grains. On a ensuite créé des modèles composites. La variation du maximum à 217,5 nm indique une variation des abondances. Les modèles composites doivent l’expliquer. Il y a deux façons de le faire : les grains peuvent intégrer ces différents éléments, ou bien ils peuvent être constitués de plusieurs grains plus petits accolés, chacun de composition simple.
L’absorption s’explique :
Partant de grains de silicate entourés d’une carapace de matière organique et de graphite (1980), on y ajoute des grains de fer et des hydrocarbures. C’est le premier modèle proposé. Mais concuremment, on a imaginé une autre solution, dans laquelle les grains sont de composition simple, et s’agrègent. C’est au niveau d’un grain composite que les propriétés optiques se combinent.
On arrive maintenant à une description incluant ces observations, avec trois types d’entités :
Ce modèle explique bien les observations, mais la réalité est sans doute un peu plus complexe, et pourrait inclure des objets hybrides. Les conditions de formation des grains sont assez différentes, selon qu’on se trouve proche de l’étoile ou plus éloigné (température), selon la composition de la matière qui va former les grains…
Si on accepte la théorie du Big Bang, ce que nous ferons dans l’état actuel des connaissances cosmologiques, l’Univers s’est constitué à partir de la matière formée quelques minutes après l’instant 0. D’un état d’énergie pure, par dilatation et refroidissement, les atomes ont pu se former (hydrogène, hélium et lithium). La dilatation se poursuivant, les atomes se sont éloignés les uns des autres, et ont constitué un fond de gaz de l’Univers. Dans ce milieu se sont formées les galaxies, par condensation des parties les plus denses.
La fragmentation et l’effondrement du nuage a donné des étoiles. Il serait difficile d’admettre que tous les atomes ont participé à cet effondrement. Il est beaucoup plus naturel de penser qu’une partie seulement a donné les étoiles, et que les autres sont restés isolés. C’est le fond du milieu interstellaire.
Ce fond est constitué d’atomes d’hydrogène, d’hélium et de traces de lithium, dans lequel baignent des étoiles. Certaines étoiles étant très massives évoluent très vite, explosent en libérant dans le gaz ambiant les éléments lourds (de l’hélium au fer) qu’elles ont synthétisés. Ceux-ci s’agglutinent pour former les grains.
Les fluctuations de densité initiales sont amplifiées par les ondes de compression des explosions d’étoiles. Elles provoquent la contraction de nouveaux nuages, et donc la formation d’étoiles. Parmi celles-ci, les plus massives évoluent et explosent très rapidement… Les explosions restituent au milieu interstellaire une partie du gaz que l’étoile lui avait emprunté.
Ce scénario montre que les propriétés locales du milieu interstellaire sont fortement dépendantes de l’histoire de sa formation. En particulier sa densité peut être très variable. Les nuages et nébuleuses sont des zones de densité supérieure. La forte densité provient souvent de l’onde de compression produite par l’explosion d’une supernova proche. En même temps, la supernova a produit des grains, et les a projetés dans le nuage qui se trouve ainsi enrichi.
Ces grains sont beaucoup moins abondants en masse que le gaz primordial. On estime leur masse à moins d’un centième de la masse du gaz.
La densité est très variable dans l’espace :
| hydrogène dans le milieu interstellaire | de l’ordre de 1 atome par cm3 |
| nuages d’hydrogène atomique | de l’ordre de 10 atomes par cm3 |
| nuages moléculaires | un millier d’atomes par cm3 |
| nuages absorbants | jusqu’à un million d’atomes par cm3 |
| ultra-vide de laboratoire | un million d’atomes par cm3 |
| air ambiant | 2,7 1019 atomes par cm3 |
Les nuages sont de fortes condensations stables par leur autogravité.
Toutefois, il faut comprendre que tout cela est très ténu, de notre point de vue ! Le meilleur vide obtenu dans nos laboratoires, nommé ultra-vide, contient encore 1 million d’atomes par cm3… Un nuage interstellaire très dense est donc plus dilué que ce vide-là !
Si on compare à l’air que nous respirons, l’abîme est prodigieux : notre atmosphère contient 2,7 1019 molécules par cm3, c’est-à-dire 27.000 milliards de fois plus qu’un cm3 du plus dense des nuages…
Avancez-vous de 1 mètre… la surface de votre corps qui pousse l’air deavnt vous est de l’ordre de 1/2 m2. Donc le volume d’air déplacé est de l’ordre de 1/2 m3. Puisque la densité du nuage est 27.000 milliards de fois plus faible, le volume qui contient autant de particules est 27.000 milliards de fois important. Donc, vous venez de pousser l’équivalent d’un nuage absorbant de 13.000 km3 (un cube de 24 km de côté). Il contient en effet le même nombre de particules que l’air que vous avez déplacé. Si vous préférez, c’est aussi équivalent à une colonne de gaz de 1/2 m2 de section et de 13.000 km de longueur…
Bien sûr, si on considérait une telle matière sur une profondeur de quelques kilomètres, elle serait strictement indétectable. Un rayon lumineux pourrait parfaitement passer entre les atomes sans en être affecté. Mais les nuages s’étendent sur des distances qui se mesurent en années-lumière au minimum. Sur une telle profondeur, on comprend très bien qu’un rayon lumineux a peu de chances d’échapper à tous ces atomes, et doit être influencé par eux (absorption ou autre).
La densité des grains est beaucoup plus faible, de l’ordre de 10-13 par cm3. Ceci représente 1 grain de poussière dans un cube de 200 mètres de côté ! Nul besoin de chiffon à poussière dans l’espace…
La difficulté de détecter le milieu interstellaire est liée à cette densité extrêmement faible. On conçoit bien que cette matière peut devenir visible si ses effets s’accumulent, si sa densité augmente. A une densité 1.000 à 10.000 fois supérieure, les effets deviennent très sensibles. On voit alors des nuages dont l’aspect peut être très variable, selon leur environnement : sombre, lumineux par réflexion, lumineux par phosphorescence…
Les dimensions et les masses de ces nuages peuvent être énormes.
Les nébuleuses obscures sont les parties les plus denses du milieu interstellaire. Elles peuvent s’être formées à la suite d’une explosion proche. Elles possèdent les mêmes propriétés que le milieu lui-même. On les voit se dessiner en ombres chinoises devant des régions riches en étoiles. En l’absence de lumière derrière elles, elles sont difficilement détectables.
Les grains de ces nébuleuses contiennent beaucoup de graphite, c’est-à-dire de carbone. Or les étoiles produisent du carbone en abondance pendant leur phase géante rouge, lors de la fusion de l’hélium. Et quand une étoile assez massive explose, elle rejette dans l’espace environnant une grande quantité de carbone sous forme d’atomes. Ces atomes de carbone peuvent se heurter, et se coller, pour former les grains de graphite évoqués plus haut. La source de ces grains est donc expliquée.
En même temps que le carbone, de l’oxygène est produit. Et dans les dernières réactions de fusion possibles dans les étoiles massives, c’est du silicium qui est synthétisé. Lors de l’explosion, les atomes d’oxygène et de silicium éjectés se combinent pour former des silicates. Il est naturel de les retrouver en abondance dans les grains.
Beaucoup de nébuleuses obscures ont été étudiées par Barnard, qui en a dressé un catalogue. C’est pourquoi ces objets sont souvent nommés par un B suivi d’un numéro.
La plus belle nébuleuse sombre est la Tête de cheval, dont le nom est évident :
Nébuleuse brillante IC 434, et la Tête de Cheval (B 33)
Télescope C8 pose 1 h 10 mn photo J.P. Bousquet
Sur cette photo, on voit l’étoile ζ Ori, l’un des trois rois, ou l’une des étoiles du baudrier d’Orion. La nébuleuse brillante qui apparaît en rouge est IC 434. C’est une nébuleuse filamenteuse illuminée par des étoiles chaudes, et rayonnant en Hα (d’où la couleur). Devant elle se profile la nébuleuse obscure B 33 (Barnard). La partie noire est une immense nébuleuse obscure. Il s’agit d’un nuage de gaz très dense, et poussiéreux. Les quelques étoiles visibles dans cette nébuleuse se trouvent devant elle.
N’étant pas illuminées par des étoiles, ces régions sont assez froides.
Nébuleuse obscure B 72, Serpent de Barnard, lunette 155 mm pose 1 h 5 mn photo J.P. Bousquet
Cette nébuleuse se trouve dans la constellation d’Ophiucus. Le centre de la Galaxie est situé dans le Sagittaire, près du Scorpion et d’Ophiucus. Cette nébuleuse se trouve donc dans l’une des parties les plus denses de la Voie Lactée. On voit le fourmillement d’étoiles qui l’entoure.
Dans l’hémisphère sud, le Sac à Charbon en est un autre bel exemple.
Le diagramme de Wolf est l’application de la première méthode à l’étude des nébuleuses obscures. Il consiste à établir le nombre d’étoiles visibles en fonction de la magnitude, à l’intérieur de la nébuleuse sombre et dans une partie immédiatement adjacente. A côté de la nébuleuse, plus on pousse la magnitude, plus on voit d’étoiles. Mais dans la direction de la nébuleuse, il se produit la même chose jusqu’à ce qu’on atteigne les abords de la nébuleuse. A partir de là, on ne voit plus d’étoiles nouvelles. Ensuite, lorsqu’on arrive à traverser la nébuleuse, on recommence à compter de nouvelles étoiles. Le point de décrochement de la courbe indique la magnitude qui correspond au bord le plus proche de la nébuleuse, la largeur du décrochement indique sa profondeur.
Diagramme de Wolf
Une nébuleuse brillante est un nuage de gaz et de poussières qui brille par un mécanisme quelconque. Chaque mécanisme imprime des caractéristiques particulières dans la lumière reçue. Leur analyse permet donc de déterminer la source de cette lumière, et par voie de conséquence les propriétés physiques du milieu concerné.
Une nébuleuse ne brille jamais par ses propres moyens, car elle ne peut pas produire elle-même l’énergie nécessaire. Cette énergie provient donc d’un objet émissif proche, en général une étoile chaude.
On distingue :
Ce sont des nébuleuses proches d’étoiles brillantes, qui reflètent leur lumière. Le mécanisme de réflexion est le même que celui qui produit le ciel bleu dans l’atmosphère terrestre. En effet, on montre que le bleu est beaucoup plus diffusé que le rouge, et par conséquent les rayons bleus du soleil sont beaucoup plus diffusés que ses rayons rouges. Le bleu est éparpillé dans tous les sens, et on le voit partout dans le ciel, alors que le rouge ne peut se voir que dans la direction du soleil.
Le principe étant le même, les nébuleuses par réflexion apparaissent donc bleues. Pour que la lumière diffusée soit suffisante, il faut que la nébuleuse soit très proche d’une étoile brillante, donc chaude et massive. Ce sont des étoiles de type spectraux O, B ou A. De telles étoiles ne vivent que peu de temps, et par conséquent celles que nous voyons sont jeunes. Alors, la nébuleuse qu’elles éclairent est souvent le reste du nuage qui leur a donné naissance.
C’est le cas en particulier pour les nébulosités qui entourent les Pléiades.
Mais on trouve une magnifique nébuleuse par réflexion au-dessus de la nébuleuse d’Orion. Il s’agit de NGC 1977, qui est illuminée par des étoiles chaudes visibles à l’intérieur. Remarquez sur cette photo la différence de couleur entre M 42 (nébuleuse d’Orion, en bas) qui est une immense région H II, et NGC 1977 en haut qui est une nébuleuse par réflexion :
Grande nébuleuse d’Orion M 42, et NGC 1977
lunette 155 mm, compositage de 2 photos de 7 mn 45 s photo J.P. Bousquet
La masse de la nébuleuse d’Orion est estimée à 200.000 M.
Les nébuleuses par réflexion présentent un spectre continu, qui est le reflet de celui de l’étoile qu’elle réfléchissent.
H II est la notation pour l’hydrogène ionisé (H I est l’hydrogène neutre).
Une région H II est un grand nuage d’hydrogène (hydrogène principalement, avec 25 % d’hélium et des traces de tout le reste), dont la plupart des atomes sont ionisés. L’ionisation est produite par la proximité d’une étoile très chaude, de type spectral O, B ou A, qui émet beaucoup d’ultraviolet.
La plupart de ces étoiles font partie d’associations O ou B. Très massives, ces étoiles ont une durée de vie très brève, et donc doivent se renouveller souvent pour maintenir les nébuleuses observables. Elles sont donc situées obligatoirement dans les régions de formation d’étoiles, en particulier dans les bras spiraux. On trouve aussi de telles régions dans le bulbe des galaxies, mais avec des propriétés quelque peu différentes : l’ionisation doit y être produite partiellement par des chocs, car la matière est animée de grandes vitesses dans ces régions (vitesse orbitale élevée autour du centre galactique).
Lorsqu’un atome est ionisé, il est très avide de retrouver un électron. Bien que le milieu soit de faible densité, il y a suffisament d’électrons libres (arrachés à des atomes d’hydrogène) pour que la recombinaison s’opère. Un photon est alors émis. Ce mécanisme produit un spectre de raies en émission, très différent d’un spectre stellaire, qui montre un fond continu avec des raies d’absorption.
Ce mécanisme est la fluorescence. C’est la transformation du rayonnement ultraviolet de l’étoile (qui ionise) en un rayonnement visible, par l’effet des cascades de niveaux.
Le rayonnement le plus important est celui de l’hydrogène. En effet, les protons arrivent à capturer des électrons, et cette recombinaison donne des raies d’émission. Par le rayonnement UV des étoiles proches, un tel atome redevenu neutre sera assez rapidement ionisé à nouveau.
La série de Balmer dans les régions H II est très brillante. Elle est le résultat d’une cascade : l’électron est tout d’abord capturé à un niveau supérieur, duquel il tombe spontanément au niveau 2 en émettant une raie de Balmer. Il peut ensuite émettre la raie Lyman α en retombant au niveau fondamental. Bien que d’autres cascades soient possibles, et se réalisent effectivement, celle-ci est la plus abondante, et donc la raie Hα la plus brillante.
La raie Hα étant rouge, les régions H II se repèrent facilement dans le ciel à leur couleur rouge (qui est en fait bien difficile à percevoir…). Pour les détecter, on utilise un filtre rouge : les régions H II apparaissent très brillantes, alors que les autres restent sombres.
Dans les conditions de vide qui règnent à l’intérieur de ces nuages, un atome neutre reste dans cet état pendant quelques mois, avant qu’un photon provenant d’une étoile chaude voisine ne l’ionise. Il reste ensuite ionisé en moyenne pendant quelques centaines d’années !
Le plus bel exemple de région H II est la grande nébuleuse d’Orion, visible à l’œil nu. Cet immense nuage d’hydrogène contient une association OB, nommée le Trapèze à cause de sa forme.
La composition d’un nuage comprenant toujours un peu moins d’un quart d’hélium, la question que l’on peut se poser concerne le même mécanisme, mais sur l’hélium. La différence tient dans l’énergie d’ionisation supérieure de l’hélium : il faut 13,53 eV pour ioniser un atome d’hydrogène, mais 24,47 eV sont nécessaires pour un atome d’hélium. Il est donc évident que seule la partie du nuage la plus proche de l’étoile excitatrice pourra disposer de l’énergie nécessaire pour mettre en route ce mécanisme. Au centre de la nébuleuse, il y aura donc des raies d’émission de l’hélium He II et He III, et autour celles de l’hydrogène H II.
Mais ce n’est pas tout, car il y a d’autres éléments, bien que moins abondants. Des raies observées dans certains spectres ont même posé un difficile problème aux astronomes : elles ne correspondaient à aucun élément connu. Elles ont été attribuées à un nouvel élément, inconnu sur Terre (en répétant le scénario de l’hélium, découvert par ses raies dans l’atmosphère du Soleil, puis trouvé sur Terre peu après) et nommé de ce fait nébulium. Mais en 1927, Bowen a compris qu’il s’agissait de raies de l’oxygène et de l’azote, mais correspondant à des transitions qui ne peuvent pas se produire au laboratoire. Ce sont les raies interdites. Les plus courantes sont [O II], [O III] et [N II].
Seules les régions H II les plus proches sont accessibles par leurs raies visibles, à cause de l’extinction interstellaire. Pour les autres, il faut s’adresser à des rayonnements moins sensibles à cette absorption.
Dans le domaine radio, une raie importante se trouve à 5 GHz (télévision de 30 MHz à 3 GHz), correspondant à la transition entre les niveaux 110 et 109. L’analyse des vitesses radiales est possible sur cette raie. Et en utilisant un modèle plausible de la Galaxie, on peut en déduire la distance.
La phosphorescence n’est pas le seul mécanisme de rayonnement de ces nuages. Ils sont également observables dans d’autres gammes, principalement en radio. Il existe dans ce domaine deux types de rayonnements :
Ces deux rayonnements sont d’origine tout à fait différente, et de propriétés différentes aussi.
Les conditions pour le rayonnement free-free sont réalisées, puisque le milieu est ionisé. Au spectre visible de raies de la phosphorescence s’ajoute donc un faible fond continu radio.
Le rayonnement synchrotron demande la présence d’électrons relativistes, se déplaçant à des vitesses proches de celle de la lumière. Il leur faut donc une très grande énergie, et donc un mécanisme pour la leur communiquer. Il faut de plus un champ magnétique. Ce qui fait que l’observation d’un rayonnement synchrotron prouve l’existence d’un tel champ, et permet d’en définir l’intensité.
Le rayonnement global de ces nuages est la superposition des rayonnements précédents, et leur exploration nécessite une analyse fine pour faire la part des différentes sources. Cette étude permet de remonter à la température, à la densité et au degré d’ionisation des nuages.
Enfin, les régions H II émettent aussi un continu infrarouge : les poussières qui s’y trouvent sont chauffées par le rayonnement des étoiles excitatrices, et réémettent de l’infrarouge. Il s’agit du classique rayonnement de corps noir. La température des poussières est de l’ordre de 50 à 100 K.
Une région H II n’existe, en tant que telle, que par l’étoile qui l’excite. Sans elle, ce n’est qu’une nébuleuse brillante par réflexion ou sombre. Or l’étoile excitatrice est forcément une étoile chaude de type O ou B ; ces étoiles sont de très courte durée de vie, et donc les régions H II visibles sont jeunes. Elles s’illuminent à la naissance de l’étoile, qui se produit justement dans un nuage dense !
Le scenario est donc le suivant :
La masse des nuages ionisés est de l’ordre de 100.000 à 10 millions de masses solaires.
On trouve des régions H II dans les galaxies assez proches pour qu’elles y soient observables. Pour ces galaxies, dont on peut analyser précisément la structure à la fois optique et radio, on constate que les régions H II tracent parfaitement la structure spirale : elles s’accumulent le long des bras, et tout particulièrement du côté concave. Ceci s’explique par une onde de densité qui se propage et reforme constamment les bras. Nous verrons ceci plus en détail.
Il existe des régions H II extragalactiques, on les nommes à tort régions H II géantes, parce que les plus grandes sont seules observables.
L’analyse radio de ces nuages dans des galaxies extérieures, nécessite une grande finesse d’image, qui ne peut être obtenue que par interférométrie.
Un autre phénomène a été observé dans les propriétés de la lumière. Il s’agit de la polarisation. On peut observer la polarisation à l’aide d’un filtre polarisant couramment utilisé par les photographes. Si on regarde la surface d’un bassin, on voit des reflets du ciel, des arbres situés au-dessus, qui empêchent de voir correctement les poissons rouges. L’utilisation d’un filtre polarisant élimine ces reflets, et permet de voir la lumière provenant de l’intérieur de l’eau, montrant les poissons rouges sans reflets. Le même phénomène se produit si on regarde une personne à l’intérieur d’une voiture. Un filtre polarisant permet d’éliminer les reflets, et le cinéma en fait grand usage. Ce phénomène est la polarisation de la lumière.
La lumière dite naturelle, émise par les objets courants chauds, est une juxtaposition de milliards de contributions aléatoires des atomes. Chaque onde possède sa propre orientation dans l’espace : l’onde lumineuse, limitée à la composante électrique, est plane, et ce plan est orienté au hasard. Puisqu’il y a des milliards d’ondes, tous les plans existent et la lumière naturelle en est un mélange.
La réflexion de la lumière naturelle, sur une vitre ou la surface de l’eau par exemple, favorise les ondes contenues dans certains plans, en affaiblissant les autres. La lumière réfléchie ne vibre pas dans n’importe quelle direction, mais dans une direction préférentielle fixée par les lois de la réflection. Un filtre polarisant est transparent pour un certain plan de vibration opaque pour le plan perpendiculaire. La transition entre ces deux extrêmes est progressive. Si on filtre ainsi la lumière réfléchie, elle sera supprimée si le plan du filtre est perpendiculaire à son plan de vibration. Le filtre polarisant permet ainsi d’éliminer les reflets.
Ces remarques concernaient l’usage d’un filtre, donc l’utilisation à notre profit de la polarisation. Il faut maintenant donner quelques explications sur le phénomène.
On sait que la lumière est une onde électromagnétique. On la représente souvent pour simplifier sous la forme d’une seule sinusoïde, alors qu’elle est composée de deux : le champ électrique et le champ magnétique. Chacun produit une onde, de même fréquence, mais leurs plans de vibrations sont perpendiculaires, et ils sont aussi perpendiculaires à la direction de propagation. L’œil est sensible au champ électrique, et c’est pourquoi on peut considérer cette seule vibration.
La lumière est constituée de milliards de photons, chacun ayant sa propre origine et sa propre histoire, qui lui ont donné un plan de vibration électrique particulier. Normalement, ces origines étant différentes (orientation quelconque de l’atome émetteur…), tous les photons ont des plans de vibration différents.
Si on place un analyseur (filtre polarisant) devant une telle lumière, on arête toutes les ondes, sauf celles qui sont dans le plan de l’analyseur. C’est-à-dire qu’on arrête pratiquement tout, et qu’on obtient presque de l’obscurité.
Supposons maintenant que par un phénomène quelconque, tous les photons aient le même plan de vibration. Comme notre œil est insensible au plan de vibration, il verra une lumière normale. Mais si on place un analyseur devant cette lumière, on obtiendra presque toujours de l’obscurité, sauf si le plan de l’analyseur correspond au plan de vibration de tous les photons. Dans ce dernier cas, tous les photons passent, et on verra la totalité de la lumière.
On peut imaginer que, dans une population de photons, une partie soit produite par un phénomène les plaçant tous dans le même plan, l’autre partie étant produite de manière normale, avec tous les plans représentés équitablement. On a donc, dans chaque plan, une petite quantité de lumière normale, sauf pour un plan particulier dans lequel s’ajoute la petite quantité de lumière normale qui est par hasard dans ce plan, et la totalité de la lumière produite par le phénomène particulier. Un analyseur montrera cela : en le faisant tourner autour de l’axe optique, il donnera un peu de lumière dans toutes les directions sauf une, et davantage dans cette dernière. On tirera de cette expérience deux renseignements :
La diffusion de la lumière par des molécules de gaz favorise la vibration normale au plan contenant le rayon incident et le rayon réfléchi. La polarisation est totale si ces deux rayons sont perpendiculaires. La lumière diffusée par le ciel bleu est donc polarisée, et la polarisation est totale dans la direction perpendiculaire à celle du soleil.
La polarisation peut être produite par un champ magnétique. Des champs magnétiques très forts sont produits par divers objets (étoiles magnétiques ou magnétars, quasars…). Ces champs magnétiques s’affaiblissent avec l’éloignement, mais ils sont de portée infinie, et additifs. Deux champs d’origines différentes se renforcent ou s’affaiblissent, selon leurs orientations. La présence d’objets magnétiques et les propriétés des champs permettent d’envisager l’existence d’un faible champ magnétique dans le milieu interstellaire.
Voyons maintenant comment un tel champ peut agir. Sur un objet de symétrie sphérique, qui a les mêmes propriétés dans toutes les directions de l’espace, il ne peut agir que globalement (en l’accélérant ou en le ralentissant). Un tel effet passe inaperçu. Mais sur un objet allongé, comme l’aiguille d’une boussole, il va produire une force et éventuellement le faire tourner de manière à l’aligner avec le champ. C’est ce que fait l’aiguille de la boussole dans le faible champ magnétique de la Terre.
Certains grains interstellaires contiennent peut-être des matériaux magnétiques, qui vont les transformer en aiguille de boussole. Mais ces grains doivent être en rotation autour d’un axe (tout tourne dans l’Univers). L’effet du champ magnétique est trop faible pour arrêter la rotation, mais il va l’influencer petit à petit en orientant l’axe de rotation le long du champ. Dans un tel milieu, les grains vont donc tous tourner autour d’un axe aligné sur le champ magnétique. L’interaction de ces grains avec la lumière des étoiles proches produit une polarisation. La proportion de lumière polarisée indique la quantité de grains présents sur son trajet.
Les observations essentielles concernant le milieu interstellaire sont :
On observe des nébuleuses de petite taille, et de forme particulière. Dans un petit instrument, elles montrent un tout petit disque, qui ressemble à une planète. D’où leur nom.
Il s’agit de l’enveloppe d’une étoile en fin de vie, qui a été éjectée à grande vitesse. Elle emporte de la matière de l’étoile enrichie en éléments lourds, en particulier de l’oxygène. Cet élément va donner des raies d’émission qui colorent la nébuleuse en vert. L’intense raie interdite [O III], à 500 nm, permet par sa couleur verte de distinguer les planétaires des petites régions H II.
| Nuage interstellaire typique | Nuages denses | |
|---|---|---|
| densité | 1 atomes / cm3 | 106 atomes / cm3 |
| température | 100 K | 10 K |
| masse | 30.000 M | 1 M |
Les régions H II les plus brillantes montrent toutes un diamètre de l’ordre de 80 kpcs. Ce fait a une grande importance, car ces régions sont visibles de loin dans les autres galaxies. En supposant qu’elles vérifient la même propriété, on dispose là d’un indicateur de distance.
Les régions H I sont les nuages d’hydrogène trop éloignés des étoiles chaudes pour être ionisés. Elles sont contituées d’hydrogène neutre, l’électron se trouvant le plus souvent dans l’état fondamental.
L’énergie disponible étant insuffisante pour provoquer des transitions électroniques, le nuage ne brille pas par lui-même. Par contre, il peut être détecté par absorption devant une source lumineuse, étoile située derrière le nuage par exemple. Les atomes étant dans le niveau fondamental, ce sont les raies d’absorption entre ce niveau et un niveau supérieur qui sont possibles : c’est la série de Lyman, qui est située dans l’ultraviolet.
On peut donc détecter les régions H I situées devant une étoile assez chaude émettant de l’ultraviolet. Mais l’absorption interstellaire limite assez rapidement cette méthode, et seules les régions H I les plus proches dans l’entourage du Soleil sont accessibles.
Pour analyser ces régions, il fallait trouver un domaine spectral beaucoup moins sensible à l’extinction interstellaire. Et ce domaine doit être compatible avec le faible niveau d’énergie disponible dans ces nuages. La raie à 21 cm, due à la transition de spin, répond à ces critères.
| nom | type | densité at./cm3 | température K | localisation | traceur | masse M |
|---|---|---|---|---|---|---|
| région H I | H atomique | 10 | raie à 21 cm | |||
| région H II | H ionisé | 10.000 | raie H α [OIII] NII OII | 100.000 à 10.000.000 | ||
| nuage moléculaire | H moléculaire | 1.000 | 5 | centre galactique | raie à 2,6 mm de CO |
Les raies de [O III] sont mises entre crochets pour indiquer que ce sont des raies interdites : niveaux métastables de longue durée, qui n’ont pas le temps de se désexciter spontanément au laboratoire, à cause des chocs entre atomes. Ces raies sont tout à fait possibles dans le milieu dilué des nuages interstellaires, les collisions y étant rares.
Les nuages moléculaires sont d’immenses régions contenant seulement quelques atomes d’hydrogène par cm3, et loin des étoiles chaudes qui pourraient les réchauffer. Leur température est donc très basse, et les atomes d’hydrogène, dans leur errance, arrivent à se rencontrer. Alors, ils s’associent pour former une molécule. L’énergie de liaison des deux atomes dans une molécule d’hydrogène est de l’ordre de l’électron-volt, donc très faible, et rien ne l’apporte dans le nuage. Aussi les molécules y sont-elles stables.
Les nuages moléculaires sont très difficiles à mettre en évidence, parce qu’à de si basses températures, ils ne rayonnent pratiquement pas. Heureusement, on trouve dans ces nuages quelques molécules d’oxyde de carbone. Celles-ci possèdent une raie à 2,6 mm, et sont détectables. Mais en trouve-t-on ailleurs ?
Ces molécules sont fragiles, et une faible énergie peut avoir raison d’elles. Dans les nuages moléculaires, elle sont bien à l’abri, et peuvent perdurer. Mais dans un environnement plus chaud, elles sont détruites. C’est pourquoi elles caractérisent ces nuages moléculaires, et nous permettent d’en établir la cartographie.
C’est dans ces nuages que les nouvelles étoiles se forment.
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