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Quand l'univers se limite à la Voie Lactée
L'échine de la nuit (I) En jetant un oeil perçant dans le ciel, chacun de nous a certainement distingué à la limite de la perception visuelle quelques taches diffuses près du Baudrier d'Orion, dans la constellation d'Andromède ou de Hercule ainsi qu'à l'écart de la Voie Lactée dans l'hémisphère Sud. Ces nébulosités furent découvertes par Magellan au XVeme siècle puis furent cataloguées par Messier, Herschel et Lord Rosse au XIXeme siècle. Historiquement, c'est à partir de 1780 que le centre d'intérêt des astronomes se déplaça des étoiles vers les nébuleuses. En découvrant Uranus, William Herschel s'était vu attribué par le roi George III d'Angleterre une pension royale de 200 livres sterling par an qui lui permit de construire un télescope de 310 mm d'ouverture. Neuf ans plus tard il publiait le "Catalogue de deux Milles Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles". Ce titre témoigne bien qu'Herschel faisait la distinction entre les nébuleuses à proprement dit et les amas d'étoiles. En l'espace de vingt ans il catalogua plus de 2500 nébuleuses, qualifiant de "tachetées" celles qu'il pouvait résoudre en étoiles. Herschel
fit également un relevé statistique du nombre d'étoiles de chaque
magnitude dans chaque région de la Voie Lactée. C'est de cette manière
qu'il découvrit la forme aplatie de la Voie Lactée et la grande échancrure
obscure à hauteur des constellations du Cygne et de Cassiopée. Si les astronomes du XIXeme siècle étaient parvenus à résoudre certaines nébuleuses en étoiles, il existait un bon nombre d'endroits dans la Voie Lactée qui ne présentaient aucune étoile brillante. Seule la silhouette d'une masse sombre devant le feu des étoiles témoignait de leur présence. Ailleurs la nébuleuse ressemblait à un système planétaire éloigné. Enfin, certaines étaient brillantes ou chaotiques et entouraient des étoiles multicolores. Du même coup toute une variété de nébuleuses apparu mais il s'avéra bien vite qu'il s'agissait d'un monde obscur dont on ignorait l'influence. A voir : Les dessins d'Andreas Domenico Dessins du ciel profond réalisés à l'oculaire d'un télescope Dobsonien de 450 mm d'ouverture Voir également dans les 1001 liens : Sketches at the EP
Poussières et nuages obscurs On crut longtemps que la poussière interstellaire ne jouait aucun rôle dans l’évolution stellaire et n’influençait pas les observations. Mais dans les années 1930, grâce aux observations de l'astronome hollandais Jan Oort[1], les astronomes se sont rendus compte que dans le voisinage du Soleil la densité de la matière était d'environ 0.1 M¤/pc3. En reculant les mesures sur des objets toujours plus éloignés, il s’est avéré que l’influence de la matière interstellaire était considérable, en particulier dans le plan de la Galaxie[2]. Le disque de la Voie Lactée abrite en effet une grande quantité de gaz et de poussières qui s'aligne le long des bras spiraux. Omniprésente, cette matière interstellaire dissimule l’éclat du noyau. Tant que ces nuages osbcurs ne sont pas trop épais ni trop denses, les techniques infrarouges permettent de les pénétrer pour observer les objets célestes situés à l'arrière-plan. Mais seule ici peut vraiment intervenir la radioastronomie, technique qui permet sonder l'univers dans un rayonnement qui par définition n'est pas perturbé par la lumière. Ces nuages obscurs témoignent de la présence à courtes distances d'une quantité impressionnante de matière intergalactique, qu’il s’agisse de nébuleuses diffuses brillantes ou obscures et faisant obstacle à nos regards. Assez récemment, on a également découvert des nuages moléculaires géants qui sont également des pièges pour le rayonnement. Ces nuages de gaz existent dans toutes les galaxies.
Confondues à une époque avec les galaxies, car d'aspect plus ou moins semblable dans un petit instrument d'observation, les nébuleuses offrent à l'observateur des colorations chatoyantes, révélées surtout par la photographie ainsi que nous le verrons dans les pages suivantes. Une nébuleuse apparaît généralement comme une zone brillante, riche en gaz ionisés (hydrogène, hélium, oxygène, azote) qui ont été éjectés des étoiles ou qui n'ont pas été utilisés au cours de leur formation. Dans d'autres circonstances, cette matière forme le vent solaire et le vent interstellaire. Ce gaz contient donc des atomes individuels, de l'ordre d'un atome/cm3, un vide bien plus poussé que ceux produits dans les "laboratoires du vide" les plus perfectionnés. Dans
l'environnement du Soleil ce gaz est relativement peu présent
: on dénombre une particule d'un micron pour 12 m3
d'espace, soit environ 0.5 atomes/cm3.
Température des nébuleuses Dans les nébuleuses ionisées par les étoiles proches telles que M42 la "nébuleuse d'Orion" ou M45 l'amas des "Pléiades", on dit souvent que le gaz peut atteindre des températures de plusieurs milliers de degrés (10000 K), une valeur confirmée par la radioastronomie. Mais si vous mettez un thermomètre au sein d'une telle nébuleuse, le mercure risque de tomber à 100 ou 200°... sous zéro ! Pourquoi alors dit-on d'un côté que la température est de 10000 K si elle est si froide en réalité ? La température comme nous l'entendons dans son acceptation habituelle cache en fait une notion thermodynamique assez subtile. Elle est déterminée lorsque toute l'énergie des particules considérées est distribuée de manière régulière sur ce qu'on appelle les différents niveaux de rotation, vibration et translation des molécules ou des atomes. Lorsque cet état est atteint la matière est parvenue à ce qu'on appelle l'équilibre thermodynamique (parfois localement seulement). Entre les galaxies cette température d'équilibre a été atteinte depuis des milliards d'années et correspond au rayonnement cosmique micro-onde qui baigne l'univers par 2.736 K soit -270.42°C. A part les trous noir, il n'existe aucun endroit plus froid dans l'univers !
Si l'équilibre thermodynamique n'est pas atteint, on peut par exemple mesurer une température électronique de translation qui correspond à la température des électrons. Cette valeur peut être très différente de la température du milieu ambiant. A l'image de la couronne solaire, au sein d'une nébuleuse le milieu est très raréfié malgré les apparences; on parle d'une pression de l'ordre de 10 atomes/cm3, une valeur beaucoup trop faible pour que les collisions inélastiques permettrent de modifier la quantité de mouvement et d'énergie des particules. En d'autres termes, le milieu n'atteint donc jamais son équilibre thermodynamique, du moins par cette méthode de transfert.La température de 10000 K dont on parle au sein d'une nébuleuse ou même des étoiles correspond en fait à une température électronique de translation (également appelée température de brillance) liée aux mouvements des particules. Elle est proportionnelle à l'énergie cinétique (1/2 mv2) des particules et à la constante Boltzmann (kB = 1.38 Joule/K). C'est la raison pour laquelle il règne un froid intense dans une nébuleuse malgré l'agitation des électrons. Aux limites des nébuleuses, la température électronique peut même tomber à près de 100 K (-173°C) parfois même 20 K seulement (-253°C), l'espace ne contenant plus qu'environ 0.15 atomes/cm3. Cette température peut même chuter jusqu'à 10 K à l'intérieur des nuages moléculaires géants très denses. Bref, en-dehors de la banlieue des étoiles et des atmosphères denses planétaires, l'univers demeure un milieu glacial où il ne fait pas bon vivre et même carrément hostile ! Nous verrons toutefois à propos de SETI qu'il est possible de tirer avantage de ces très basses températures. Comment
peut-on expliquer le fait que des nébuleuses faites de gaz froid (20 K) brillent dans la nuit ? Ce
phénomène est lié aux propriétés chimiques et électriques de la
matière. Les atomes et les molécules qui peuplent l’univers interstellaire sont
chargés électriquement. La plupart n'ont pas de structure symétrique
comme peut l'être la molécule H2
et possèdent ce qu'on appelle un dipôle électrique qui leur permet d’être excités et
d’être détectés par leurs émissions radioélectriques. Cet apport
d’énergie s’établit par transition radiative si le milieu est dense
ou par collision si l'atmosphère est ténue. C'est
Hendrik Van de Hulst, un jeune chercheur au service de Jan Oort à l'Observatoire de Leyde
qui prédit en 1944 l'existence de la raie de
l'hydrogène neutre HI à 21.1 cm de longueur d'onde (1420.4 MHz). Elle sera détectée
en 1951 par Harold Ewen et Purcell et aussitôt les radioastronomes
s'empressèrent de dresser la cartographie radioélectrique de la Voie
Lactée.
Chimiquement parlant, la raie émise par l'hydrogène à 21 cm de longueur d'onde correspond à la transition entre deux sous-niveaux de l'atome d'hydrogène, en fait à la rotation du spin du proton dans l'interaction qui le lie à l'électron. Cette raie est "interdite" et sa probabilité d'émettre spontanément est très faible (3x10-15/sec), l'équivalent d'une désexcitation tous les 10 millions d'années; on devrait donc observer très peu d'hydrogène en émission. Les astrophysiciens nous disent que la différence d'énergie entre les deux transitions f1 et f0 de l'hydrogène est de 0.07 K et que le niveau excité est environ 3 fois plus peuplé que le niveau fondamental. D’un autre côté, les radioastronomes nous disent que l'hydrogène neutre dessine les deux tiers de la Voie Lactée et est omniprésent sur la fréquence de 1420.4 MHz. Il faut en conclure que le faible taux d'émission est compensé par une abondance considérable des atomes d'hydrogène neutre dans toute la Voie Lactée et dans les autres galaxies. En fait, la valeur retenue est de l'ordre de 1021 atomes/cm2 dans une ligne de visée orientée vers le noyau Galactique ! Les
effets des particules chargées
Tableau comparatif L'hydrogène moléculaire ne présente pas de raie spectrale dans la partie visible ou proche infrarouge du spectre mais uniquement dans la partie radio. C'est malgré tout de bon aloi car dans ce spectre radioélectrique les radioastronomes ont découvert dans les années '80 de fortes émissions dues au monoxyde de carbone (CO). Dans la raie du CO les nuages moléculaires présentent une densité mille fois supérieure au milieu interstellaire. On estime que pour 10000 molécules d'hydrogène présentes dans une nébuleuse il y a 1 molécule de CO. Ce rapport permet déjà aux astronomes d'évaluer la densité et la température de ces nébuleuses ainsi que leur distance et leur vitesse. Mais mieux encore, les conditions qui permettent l'existence du monoxyde de carbone permettent également l'existence de l'hydrogène moléculaire. C'est ainsi que les radioastronomes utilisent le CO pour tracer l'hydrogène et que de nombreuses cartes radioastronomiques nous présentent non pas des cartes de l'hydrogène mais du CO qui lui sert de marqueur.
Les masers ou lasers infrarouges En 1965, les radioastronomes ont découvert des émissions micro-ondes produites par les molécules hydroxyles (OH). L'étude de ces émissions radioélectriques révéla rapidement que leur intensité était bien supérieure à ce que permettaient les collisions thermiques aléatoires. De toute évidence ces nébuleuses obscures cachaient un mécanisme inconnu capable d'exciter la molécule OH. On pense aujourd'hui que ce rayonnement infrarouge est produit par des étoiles proches qui excitent les molécules OH de telle sorte qu'elles sont stimulées et se désexcitent en interagissant avec le vent stellaire à certaines fréquences. La radiation ainsi émise stimule d'autres molécules qui rayonnent selon le même processus, induisant une avalanche d'émissions. Ceci expliquerait pourquoi le rayonnement d'ordinaire assez faible est fortement amplifié. Ce phénomène porte le nom de maser, l'acronyme de "microwave amplification by stimulated emission of radiation". C'est donc un rayonnement "laser" mais spécifique au rayonnement infrarouge. Quelques centaines de sources de masers OH ont été détectées ainsi que quelques dizaines de masers H20 dans les régions obscures de la Voie Lactée. On les retrouve également dans les atmosphères des étoiles géantes et des étoiles variables. Les astronomes s'interrogent toutefois sur leur présence en des endroits spécifiques des nuages moléculaires. On pense que ces masers se développent dans les nuages proto-stellaires et participent à la formation des étoiles. Prochain chapitre
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