Milieu interstellaire
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En astronomie, le milieu interstellaire est principalement le gaz raréfié qui, dans une galaxie, existe entre les étoiles et leur environnement proche. Ce gaz est habituellement extrêmement ténu, avec des densités de matière typiques allant de 10 à 100 particules par décimètre cube (ou litre). On inclut également sous la dénomination milieu interstellaire les nébuleuses planétaires, les enveloppes de novae et supernovae et l'environnement des noyaux actifs de galaxies. Dans ces cas les densités sont plus élevées (jusqu'à 100000 particules par cm3).
Généralement ce gaz est composé approximativement de 90% d'hydrogène et de 10% d'hélium ; les autres éléments, ce que les astronomes appellent des « métaux », ne sont présent que sous forme de traces. Des molécules sont également observées dans le milieu interstellaire (nuages moléculaires), les plus abondantes sont H2 et CO. Ont également été observées OH, H2O, CN, CS, HCN, H2CO et des centaines d'autres (en particulier dans la nébuleuse d'Orion). Des molécules encore plus massives sont reportées: C60 (Fullerene), des HAP, des acides aminés entre autres.
Il existe également des poussières interstellaires (phase solide) en plus du gaz (environ 1 % de la masse totale de milieu interstellaire).
Le milieu interstellaire est habituellement divisé en trois phases, selon la température du gaz : très chaud (millions de kelvin), chaud (milliers de kelvin) et froid (dizaines de kelvin). Ce modèle en trois phases a été développé par Chris McKee et Jerry Ostriker dans un article publié en 1977 et qui servit de base aux études menées pendant les 25 années qui ont suivi. Les proportions relatives de ces phases est encore matière à discussion dans les cercles scientifiques.
Les principaux sujets d'étude du milieu interstellaire sont : les nuages moléculaires, les nuages interstellaires, les régions HII, les rémanents de supernova, les nébuleuses planétaires ainsi que d'autres structures diffuses.
Le milieu interstellaire demeure encore aujourd'hui un sujet de recherche complexe, tant au niveau de la physique que de la chimie qui s'y déroulent. De plus en plus, les études réalisées prennent en compte ces deux aspects pour tenter d'expliquer les abondances des éléments observées dans le milieu interstellaire. Parmi ces thématiques de recherche, on peut citer les modèles de chocs de David Flower et Guillaume Pineau des Forets et les modèles de dissipation de l'énergie turbulente de Edith Falgarone.
[modifier] Avancées dans l'étude du milieu interstellaire
- 1848 : Lord Rosse étudie M1 et le nomme nébuleuse du Crabe
- 1864 : William Huggins étudie le spectre de la nébuleuse d'Orion et prouve que c'est un nuage de gaz
- 1927 : Ira Bowen explique les raies spectrales non identifiées en tant que raies de transition interdites
- 1930 : Robert Jules Trumpler découvre l'absorption par la poussière interstellaire en comparant la taille apparente et la luminosité d'amas globulaires
- 1944 : Hendrik van de Hulst prédit l'existence de la raie hyperfine de 21 centimètres de l'hydrogène interstellaire neutre
- 1951 : Harold Ewen et Edward Mills Purcell observent la raie hyperfine de 21 centimètres de l'hydrogène interstellaire neutre
- 1956 : Lyman Spitzer prédit l'existence de gaz coronal autour de la Voie lactée
- 1965 : James Gunn et Bruce Peterson utilisent l'observation de l'absorption relativement faible du composant bleu de la raie Lyman alpha de 3C9 pour fortement contraindre la densité et l'état d'ionisation du milieu intergalactique
- 1969 : Lewis Snyder, David Buhl, Ben Zuckerman et Patrick Palmer découvrent du formaldéhyde interstellaire
- 1970 : Arno Penzias et Robert Wilson découvrent du monoxyde de carbone interstellaire
- 1970 : George Carruthers observe de l'hydrogène moléculaire dans l'espace
- 1977 : Christopher McKee et Jeremiah Ostriker proposent une théorie du milieu interstellaire composé de trois phases
