Dès la fin du XVIIIème 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 terme de nébuleuse est maintenant réservé aux objets formés de gaz et de poussières. Ce sont donc ceux-là qui font l'objet de ce qui suit. Les anciennes nébuleuses spirales ou elliptiques sont maintenant nommées galaxies.
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 et 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. Les énormes étendues qui séparent les étoiles sont constituées de ce que l'on appelle le milieu interstellaire, qui compte pour environ 10 pour cent de la masse totale de matière dans une galaxie, le reste se trouvant dans les étoiles. Ce milieu est essentiellement formé de gaz, mais aussi de poussières et de particules énergétiques, le tout étant immergé dans un champ magnétique. Il est en interaction permanente avec les étoiles qui y naissent, y vivent et y meurent. C'est également en son sein que se produisent les interactions chimiques qui donnent naissance à des molécules très complexes.
La présence de matière dans les espaces interstellaires, déjà suggérée par l'existence de zones sombres dans le ciel, fut clairement démontrée par Robert Trumpler dans les années 1930. Cet astronome américain s'intéressait à la distance de certains amas d'étoiles. Pour les amas éloignés, la luminosité apparente était nettement plus faible que ce que l'effet de distance pouvait justifier. La lumière qui nous provenait de ces amas éloignés était donc atténuée lors de son trajet, ce qui ne pouvait s'expliquer que par la présence, dans des régions apparemment vides, d'un milieu qui absorbait la lumière ou la diffusait.
Nous savons maintenant que ce phénomène, appelé l'extinction interstellaire, est dû à la présence de poussières qui diffusent la lumière. Une partie du rayonnement qui nous provient des amas et de tous les astres éloignés en général est déviée de sa trajectoire et perdue pour nos télescopes, ce qui explique que la luminosité apparente des objets les plus lointains est plus faible que prévue.
Un deuxième phénomène associé à la présence de matière entre les étoiles est le rougissement interstellaire. Celui-ci est dû au fait que la diffusion et l'extinction dépendent fortement de la longueur d'onde et sont plus marquées dans le bleu que dans le rouge.
Bien qu'elles soient responsables des effets les plus visibles du milieu interstellaire, les poussières ne représentent qu'environ un pour cent de sa masse. Il a ainsi été mis en évidence qu'il s'agit surtout de petits grains solides dont les dimensions sont inférieures à un millionième de mètre. Ces grains sont composés essentiellement de carbone, d'oxygène, de silicium et de fer, et généralement entourés d'une fine enveloppe de glaces d'eau et d'ammoniac. Ces dernières substances semblent jouer un grand rôle dans la formation stellaire.
Les poussières se forment en fait dans le voisinage des étoiles en fin de vie, lorsque d'énormes quantités de matière sont éjectées, soit sous forme de vent stellaire, soit lors de l'explosion de supernovae. A bonne distance de l'étoile, la température est suffisamment basse pour que la matière éjectée se retrouve sous forme d'atomes. La densité y est également assez élevée pour que ces atomes puissent s'associer et donner naissance à des molécules complexes, puis à de minuscules grains de poussières. Ceux-ci continuent alors à s'éloigner de l'étoile et finissent par se diluer dans le milieu interstellaire.
Fig. 1.1 - La nébuleuse de la Tête de Cheval (officiellement connue sous le nom de Barnard 33, dans la constellation d'Orion) est facilement reconnaissable par la forme en tête de cheval qui lui a donné son nom. En effet, derrière la nébuleuse se trouve de l'hydrogène qui, ionisé par l'étoile brillante proche Sigma Orionis, donne une couleur rouge. L'obscurité de la tête de cheval est causée par la présence d'un nuage dense de gaz et de poussière. Cette dernière absorbe fortement le rayonnement visible émis par le gaz ionisé d'arrière plan. À la base de la tête, on trouve de jeunes étoiles en cours de formation.
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.
Les régions de température et de densité moyennes sont formées d'hydrogène atomique. Celui-ci 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.
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.
Aux alentours des étoiles en formation, le gaz est chauffé sous l'action du rayonnement stellaire, et ionisé (forme ionisée HII de l'hydrogène). Ainsi les 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. Les régions HII ne sont pas confinées sous leur propre gravitation, mais sont en expansion.
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.
Fig. 2.1 - En Avril 1995, le Télescope Spatial Hubble a pris cette image du centre de la nébuleuse de l'Aigle. C'est une des images les plus connues prises par le HST. Elle montre des colonnes géantes d'hydrogène d'une longueur de plusieurs années lumière. Beaucoup d'étoiles sont en formation à l'intérieur de ces piliers géants qui sont soumis à un intense rayonnement de la part d'un grand nombre d'étoiles proches.
Miguël DHYNE
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Vous êtes tout en bas, vous devriez remonter maintenant :p