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Milieu interstellaire

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Le modèle en trois phases

Field, Goldsmith et Habing (1969)4 proposer le modèle d'équilibre statique à deux phases pour expliquer les propriétés observées de l'ISM. Leur ISM modélisé se composait d'une phase dense froide (T <300 K), composée de nuages ​​d'hydrogène neutre et moléculaire, et d'une phase intercloud chaude (T ~ 104 K), constitué de gaz neutre et ionisé raréfié. McKee et Ostriker (1977)5 ajouté une troisième phase dynamique qui représentait le très chaud (T ~ 106 K) gaz qui avait été chauffé par choc par des supernovae et constituait la majeure partie du volume de l'ISM. Ces phases sont les températures où le chauffage et le refroidissement peuvent atteindre un équilibre stable. Leur article a constitué la base d'une étude plus approfondie au cours des trois dernières décennies. Cependant, les proportions relatives des phases et leurs subdivisions ne sont pas encore bien connues.6

Structures

L'ISM est turbulent et donc plein de structure à toutes les échelles spatiales.

Les étoiles naissent profondément à l'intérieur de grands complexes de nuages ​​moléculaires, généralement de quelques parsecs. Au cours de leur vie et de leur mort, les étoiles interagissent physiquement avec l'ISM.

Les vents stellaires de jeunes amas d'étoiles (souvent avec des régions HII géantes ou supergéantes les entourant) et les ondes de choc créées par les supernovae injectent d'énormes quantités d'énergie dans leur environnement, ce qui conduit à une turbulence hypersonique. Les structures résultantes - de tailles variables - peuvent être observées, telles que des bulles de vent stellaires et de superbes bulles de gaz chauds, vues par des télescopes satellites à rayons X ou des écoulements turbulents observés sur des cartes de radiotélescopes.

Le Soleil voyage actuellement à travers le nuage interstellaire local, une région plus dense de la bulle locale à faible densité.

Interaction avec le milieu interplanétaire

Diagramme schématique de l'interaction entre l'ISM et le milieu interplanétaire.

Le milieu interstellaire commence là où se termine le milieu interplanétaire du système solaire. Le vent solaire ralentit à des vitesses subsoniques au choc de terminaison, à 90-100 unités astronomiques du Soleil. Dans la région au-delà du choc de terminaison, appelée héliosheath, la matière interstellaire interagit avec le vent solaire. Voyager 1, l'objet artificiel le plus éloigné de la Terre, a traversé le choc de terminaison le 16 décembre 2004 et pourrait éventuellement pénétrer dans l'espace interstellaire, fournissant la première sonde directe des conditions dans l'ISM.7

Extinction interstellaire

L'ISM est également responsable de l'extinction et de la rougeur, de la diminution de l'intensité lumineuse et du décalage des longueurs d'onde dominantes observables de la lumière d'une étoile. Ces effets sont causés par la diffusion et l'absorption des photons et permettent d'observer l'ISM à l'œil nu dans un ciel sombre. Les failles apparentes que l'on peut voir dans la bande de la Voie lactée - un disque uniforme d'étoiles - sont causées par l'absorption de la lumière des étoiles de fond par les nuages ​​moléculaires à quelques milliers d'années-lumière de la Terre.

La lumière ultraviolette lointaine est absorbée efficacement par les composants neutres de l'ISM. Par exemple, une longueur d'onde d'absorption typique de l'hydrogène atomique se situe à environ 121,5 nanomètres, la transition Lyman-alpha. Par conséquent, il est presque impossible de voir la lumière émise à cette longueur d'onde par une étoile à plus de quelques centaines d'années-lumière de la Terre, car la majeure partie de celle-ci est absorbée pendant le voyage sur Terre par l'hydrogène neutre intervenant.

Chauffage et refroidissement

L'ISM est généralement loin de l'équilibre thermodynamique. Les collisions établissent une distribution Maxwell-Boltzmann des vitesses, et la `` température '' normalement utilisée pour décrire le gaz interstellaire est la `` température cinétique '', qui décrit la température à laquelle les particules auraient la distribution de vitesse Maxwell-Boltzmann observée dans l'équilibre thermodynamique. Cependant, le champ de rayonnement interstellaire est généralement beaucoup plus faible qu'un milieu en équilibre thermodynamique; il s'agit le plus souvent grossièrement d'une étoile A (température de surface de ~ 10 000 K) fortement diluée. Par conséquent, les niveaux liés à l'intérieur d'un atome ou d'une molécule dans l'ISM sont rarement remplis selon la formule de Boltzmann.8

Selon la température, la densité et l'état d'ionisation d'une partie de l'ISM, différents mécanismes de chauffage et de refroidissement déterminent la température du gaz.

Mécanismes de chauffage

Chauffage par rayons cosmiques à basse énergie
Le premier mécanisme proposé pour chauffer l'ISM était le chauffage par des rayons cosmiques de basse énergie. Les rayons cosmiques sont une source de chaleur efficace capable de pénétrer dans les profondeurs des nuages ​​moléculaires. Les rayons cosmiques transfèrent l'énergie au gaz à la fois par ionisation et excitation et à libérer les électrons par les interactions Coulombiennes. Les rayons cosmiques de basse énergie (quelques MeV) sont plus importants car ils sont beaucoup plus nombreux que les rayons cosmiques de haute énergie.
Chauffage photoélectrique en grains
Le rayonnement ultraviolet émis par les étoiles chaudes peut éliminer les électrons des grains de poussière. Le photon frappe le grain de poussière, et une partie de son énergie est utilisée pour surmonter la barrière d'énergie potentielle (en raison de la charge positive possible du grain) pour retirer l'électron du grain. Le reste de l'énergie du photon chauffe le grain et donne l'énergie cinétique de l'électron éjecté. Comme la distribution granulométrique des grains de poussière est , où r est la taille de la particule de poussière, la distribution de la surface des grains est . Cela indique que les plus petits grains de poussière dominent cette méthode de chauffage.
Photoionisation
Lorsqu'un électron est libéré d'un atome (généralement de l'absorption d'un photon UV), il transporte l'énergie cinétique de l'ordre: . Ce mécanisme de chauffage domine dans les régions HII, mais est négligeable dans l'ISM diffus en raison du manque relatif d'atomes de carbone neutres.
Chauffage aux rayons X
Les rayons X éliminent les électrons des atomes et des ions, et ces photoélectrons peuvent provoquer des ionisations secondaires. Comme l'intensité est souvent faible, ce chauffage n'est efficace que dans un milieu atomique chaud et moins dense (car la densité de la colonne est petite). Par exemple, dans les nuages ​​moléculaires, seuls les rayons X durs peuvent pénétrer et le chauffage par rayons X peut être ignoré. Cela suppose que la région n'est pas proche d'une source de rayons X telle qu'un vestige de supernova.
Chauffage chimique
Hydrogène moléculaire () peut se former à la surface des grains de poussière lorsque deux atomes H (qui peuvent se déplacer sur le grain) se rencontrent. Ce processus donne 4,48 eV d'énergie répartie sur les modes rotationnels et vibrationnels, énergie cinétique du molécule, ainsi que le chauffage du grain de poussière. Cette énergie cinétique, ainsi que l'énergie transférée de la désexcitation de la molécule d'hydrogène par les collisions, chauffe le gaz.
Chauffage au gaz de grain
Les collisions à haute densité entre les atomes de gaz et les molécules avec des grains de poussière peuvent transférer de l'énergie thermique. Ce n'est pas important dans les régions HII car le rayonnement UV est plus important. Il n'est pas non plus important en milieu ionisé diffus en raison de la faible densité. Dans le milieu diffus neutre, les grains sont toujours plus froids, mais ne refroidissent pas efficacement le gaz en raison des faibles densités.

Le chauffage des grains par échange thermique est très important dans les restes de supernova où les densités et les températures sont très élevées.

Le chauffage au gaz via les collisions grain-gaz domine profondément dans les nuages ​​moléculaires géants (surtout à haute densité). Le rayonnement infrarouge lointain pénètre profondément en raison de la faible profondeur optique. Les grains de poussière sont chauffés par ce rayonnement et peuvent transférer de l'énergie thermique lors des collisions avec le gaz. Une mesure de l'efficacité du chauffage est donnée par le coefficient d'hébergement:

est la température du gaz, la température de la poussière, et la température post-collision de l'atome / molécule de gaz. Ce coefficient a été mesuré par Burke et Hollenbach (1983) comme .9

Autres mécanismes de chauffage
Divers mécanismes de chauffage macroscopiques sont présents, notamment:
  • Effondrement gravitationnel d'un nuage
  • Explosions de supernova
  • Vents stellaires
  • Expansion des régions H II
  • Ondes magnétohydrodynamiques créées par des restes de supernova

Mécanismes de refroidissement

Refroidissement de structure fine
Le processus de refroidissement des structures fines est dominant dans la plupart des régions du milieu interstellaire, à l'exception des régions de gaz chauds et des régions profondes des nuages ​​moléculaires. Cela se produit plus efficacement avec des atomes abondants ayant des niveaux de structure fine proches du niveau fondamental tels que: CII et OI dans le milieu neutre et OII, OIII, NII, NIII, NeII et NeIII dans les régions HII. Les collisions exciteront ces atomes à des niveaux plus élevés, qui finiront par se désexciter par l'émission de photons, qui transportera l'énergie hors de la région.
Refroidissement par lignes autorisées
À une température plus élevée, plus de niveaux que les niveaux de structure fine peuvent être peuplés via des collisions. Par exemple, l'excitation collisionnelle du niveau d'hydrogène n = 2 va libérer un Ly photon lors de la désexcitation. Dans les nuages ​​moléculaires, l'excitation des lignes de rotation du CO est importante. Une fois qu'une molécule est excitée, elle retourne finalement à un état d'énergie inférieur, émettant un photon qui peut quitter la région, refroidissant le nuage.

L'histoire de la connaissance de l'espace interstellaire

La nature du milieu interstellaire a retenu l'attention des astronomes et des scientifiques au cours des siècles. Cependant, ils devaient d'abord reconnaître le concept de base de l'espace "interstellaire". Le terme semble avoir été utilisé pour la première fois par Francis Bacon10 en 1626: "Le ciel interstellaire ... a ... tellement d'affinité avec le Starre, qu'il y a une rotation de cela, ainsi que du Starre." Plus tard, en 1674, le philosophe naturel Robert Boyle a discuté de "La partie inter-stellaire du ciel, dont plusieurs des épicuriens modernes devraient être vides."11

Avant la théorie électromagnétique moderne, les premiers physiciens postulaient qu'un éther luminifère invisible existait comme moyen de transport des ondes lumineuses. On supposait que cet éther s'étendait dans l'espace interstellaire, comme l'écrivait Robert Patterson en 1862, "cet efflux provoque un frisson, ou mouvement vibratoire, dans l'éther qui remplit les espaces interstellaires".12

L'avènement de l'imagerie photographique profonde a permis à Edward Barnard de produire les premières images de nébuleuses sombres se découpant sur le fond du champ stellaire de la galaxie, tandis que la première détection réelle de matière diffuse froide dans l'espace interstellaire a été réalisée par Johannes Hartmann en 1904 grâce à l'utilisation de spectroscopie de raie d'absorption. Dans son étude historique du spectre et de l'orbite de Delta Orionis, Hartmann a observé la lumière provenant de cette étoile et s'est rendu compte qu'une partie de cette lumière était absorbée avant d'atteindre la Terre. Hartmann a rapporté que l'absorption de la ligne de calcium "K" semblait "extraordinairement faible, mais presque parfaitement nette" et a également signalé le "résultat assez surprenant que la ligne de calcium à 393,4 nanomètres ne participe pas aux déplacements périodiques des lignes provoqués par le mouvement orbital de l'étoile binaire spectroscopique. " La nature stationnaire de la ligne a conduit Hartmann à conclure que le gaz responsable de l'absorption n'était pas présent dans l'atmosphère de Delta Orionis, mais était plutôt situé dans un nuage isolé de matière résidant quelque part le long de la ligne de visée de cette étoile. Cette découverte a lancé l'étude du milieu interstellaire.

Après l'identification par Hartmann de l'absorption interstellaire du calcium, le sodium interstellaire a été détecté par Mary Heger (1919)13 grâce à l'observation de l'absorption stationnaire des lignes "D" de l'atome à 589,0 et 589,6 nanomètres vers Delta Orionis et Beta Scorpii.

Observations ultérieures des lignées de calcium "H" et "K" par C.S. Beals (1936)14 a révélé des profils doubles et asymétriques dans les spectres d'Epsilon et de Zeta Orionis. Ce sont les premières étapes de l'étude de la ligne de visée interstellaire très complexe vers Orion. Les profils de lignes d'absorption asymétriques sont le résultat de la superposition de plusieurs lignes d'absorption, correspondant chacune à la même transition atomique (par exemple la ligne "K" de calcium), mais se produisant dans des nuages ​​interstellaires avec différentes vitesses radiales. Parce que chaque nuage a une vitesse différente (vers ou loin de l'observateur / de la Terre), les raies d'absorption se produisant dans chaque nuage sont décalées vers le bleu ou décalées vers le rouge (respectivement) par rapport à la longueur d'onde de repos des raies, via l'effet Doppler. Ces observations confirmant que la matière n'est pas distribuée de manière homogène ont été les premières preuves de multiples nuages ​​discrets au sein de l'ISM.

Les preuves croissantes du matériel interstellaire ont conduit William Pickering (1912)15 commenter que "Si le milieu absorbant interstellaire peut être simplement l'éther, le caractère de son absorption sélective, comme l'indique Kapteyn, est caractéristique d'un gaz, et les molécules gazeuses libres sont certainement là, car elles sont probablement constamment expulsées par le soleil et les étoiles. "

Toujours en 1912, la découverte par Victor Hess des rayons cosmiques, des particules chargées hautement énergétiques qui pleuvent sur la Terre depuis l'espace, a conduit d'autres à spéculer s'ils pénétraient également l'espace interstellaire. L'année suivante, l'explorateur et physicien norvégien Kristian Birkeland écrivait: "Il semble que c'est une conséquence naturelle de nos points de vue de supposer que tout l'espace est rempli d'électrons et d'ions électriques volants de toutes sortes. Nous avons supposé que chaque stellaire système en évolution jette des corpuscules électriques dans l'espace. Il ne semble donc pas déraisonnable de penser que la plus grande partie des masses matérielles dans l'univers se trouve, pas dans le solaire sic systèmes ou nébuleuses, mais dans un espace «vide». "16

Thorndike (1930)17 a noté qu '"on pouvait à peine croire que les énormes écarts entre les étoiles sont complètement vides. Les aurores terrestres ne sont pas improbablement excitées par les particules chargées du Soleil. Si les millions d'autres étoiles éjectent également des ions, comme c'est sans aucun doute vrai, non le vide absolu peut exister dans la galaxie. "

Voir également

  • Ion (physique)
  • Cosmos
  • Système solaire
  • Liste des molécules dans l'espace interstellaire
  • Bande interstellaire diffuse
  • Région de photodissociation
  • Masques interstellaires
  • Milieu interplanétaire
  • Héliosphère
  • Système stellaire
  • Chronologie des connaissances sur le milieu interstellaire et intergalactique

Remarques

  1. ↑ Haffner, L.M., R.J. Reynolds, S.L. Tufte et al. 2003. The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey. Supplément de journal astrophysique 145: 405. Le Wisconsin Hα Mapper est financé par la National Science Foundation. Récupéré le 16 février 2009.
  2. ↑ Lyman Spitzer, 1978, Processus physiques dans le milieu interstellaire. (New York, NY: Wiley. ISBN 0471293350).
  3. ↑ K. Ferriere, 2001, L'environnement interstellaire de notre galaxie. Avis sur la physique moderne. 73 (4): 1031-1066. (Voir tableau 1 et texte.)
  4. ↑ G.B. Field, D.W. Goldsmith et H.J. Habing. 1969. Chauffage par rayons cosmiques du gaz interstellaire. Journal astrophysique. 155: L149. Récupéré le 16 février 2009.
  5. ↑ Christopher F. McKee, et Jeremiah P. Ostriker, 1977, Une théorie du milieu interstellaire - Trois composants régulés par des explosions de supernova dans un substrat inhomogène. Journal astrophysique. 218: 148. Récupéré le 16 février 2009.
  6. ↑ K. Ferriere, 2001, «L'environnement interstellaire de notre galaxie». Avis sur la physique moderne 73(4): 1031-1066.
  7. ↑ E.C. Stone et al. 2005, Voyager 1 explore la région du choc de terminaison et l'héliosheath au-delà. Science. 309: 2017.
  8. ↑ Lyman Spitzer, 1978, Processus physiques dans le milieu interstellaire, section 2.4. (New York, NY: Wiley. ISBN 0471293350).
  9. ↑ Burke, J.R., et D.J. Hollenbach. 1983. L'interaction gaz-grain dans le milieu interstellaire - Hébergement thermique et piégeage. Journal astrophysique. 265: 223. Récupéré le 16 février 2009.
  10. ↑ Francis Bacon, 1626. Sylva sylvarvm. l'article 354-345.
  11. ↑ Robert Boyle, 1674, Excell. Theol. ii. iv .: 178.
  12. ↑ Robert Hogarth Patterson, 1862, «La couleur dans la nature et l'art». Essais d'histoire et d'art. 10. Réimprimé de Magazine de Blackwood.
  13. ↑ Mary Lea Heger, 1919, Lignes de sodium stationnaires dans les binaires spectroscopiques. Publications de la Société astronomique du Pacifique. 31 (184): 304, consulté le 16 février 2009.
  14. ↑ C.S. Beals, 1936, Sur l'interprétation des raies interstellaires. Avis mensuels de la Royal Astronomical Society. 96: 661. Récupéré le 16 février 2009.
  15. ↑ William Pickering, William, 1912, Le mouvement du système solaire par rapport au milieu absorbant interstellaire. Avis mensuels de la Royal Astronomical Society. 72: 740. Récupéré le 16 février 2009.
  16. ↑ Kristian Birkeland, 1913. «Phénomènes magnétiques polaires et expériences de Terrella». L'expédition norvégienne Aurora Polaris, 1902-03. New York, NY: Christiania (Oslo), H. Aschelhoug & Co.
  17. ↑ S.L. Thorndike, 1930. Matière interstellaire. Publications de la Société astronomique du Pacifique. 42 (246): 99. Récupéré le 16 février 2009.

Les références

  • Dyson, J. 1997. Physique du milieu interstellaire. Bristol, Royaume-Uni: Inst. of Physics Publ. ISBN 9780750304603.
  • Lequeux, J., E. Falgarone et C. Ryter. 2005. Le milieu interstellaire. Berlin, DE; New York, NY: Springer. ISBN 9783540213260.
  • Spitzer, Lyman. 1978. Processus physiques dans le milieu interstellaire. New York, NY: Wiley. ISBN 0471293350.

Liens externes

Tous les liens ont été récupérés le 4 mars 2018.

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