Gaz interstellaire

Distribution de l’hydrogène ionisé dans le milieu interstellaire galactique, vue depuis l’hémisphère nord de la Terre.

Le gaz interstellaire, avec le vide apparent de l’espace non rempli de l’Univers, représente près de 99 % de la masse combinée de tous les objets cosmiques.

Informations générales

Le voisinage le plus proche du Soleil

L’étendue de l’Univers, dans laquelle les luminaires occupent une part négligeable, est loin d’être aussi désolée qu’on l’a longtemps cru. Bien qu’en faible quantité, le gaz interstellaire est présent partout, remplissant tous les coins de l’univers. Dans les galaxies elliptiques, sa concentration est réduite, dans les galaxies irrégulières, au contraire, elle est augmentée. Il est mélangé à la poussière interstellaire et participe activement à la formation de nouvelles étoiles qui, à la fin de leur cycle de vie, restituent ce matériau de construction à l’univers. Il y a donc un échange particulier de matière entre les luminaires et le gaz interstellaire. La cyclicité de ces processus conduit progressivement à une diminution de sa quantité dans le cosmos, avec une augmentation de la quantité d’éléments lourds dans sa structure. Mais des changements significatifs dans ce domaine nécessitent des milliards d’années. Selon des estimations approximatives, la quantité annuelle de gaz impliquée dans la galaxie lors de la formation des étoiles est égale à 5 masses solaires.

Composition, structure et processus

L’objet Herbig-Aro 110 éjecte du gaz dans l’espace interstellaire

Des formes denses et froides de gaz interstellaire contenant de l’hydrogène, de l’hélium et des quantités minimes d’éléments lourds (fer, aluminium, nickel, titane, calcium) sont à l’état moléculaire et se regroupent en vastes champs de nuages. Si la matière est dominée par des atomes d’hydrogène ionisés ou neutres, elle participe à la formation de nébuleuses d’émission lumineuses entourant des étoiles chaudes. Les caractéristiques de température du gaz moléculaire interstellaire varient entr e-269 e t-167°C, et son rayonnement couvre un spectre assez large, comprenant à la fois des rayons gamma durs et des ondes radio longues. La densité moyenne est négligeable, avec moins d’un atome de matière par 1 cm cube. Mais il existe des exceptions qui dépassent ces paramètres de plusieurs milliers de fois. Habituellement, dans la composition du gaz interstellaire, les éléments se répartissent comme suit : hydrogène — 89 %, hélium — 9 %, carbone, oxygène, azote — environ 0,2-0,3 %.

Le nuage de gaz et de poussières interstellaires IRAS 20324+4057 mesure une année-lumière et ressemble à un têtard cachant une étoile en pleine croissance.

Dans les vastes régions de gaz raréfié et chaud, la température du milieu atteint 1,5 million de degrés Celsius, accompagnée d’un rayonnement de rayons X. Ces objets gazeux participent à la formation d’étoiles géantes, provoquent des explosions de supernova, affectent radicalement le milieu interstellaire en le forçant à se dilater. Les nébuleuses planétaires ou d’émission de gaz interstellaire brillent en raison du noyau d’une étoile vieillissante ou de jeunes luminaires chauds situés en leur centre ou à proximité.

Grâce à leurs recherches, les scientifiques ont découvert que ces formations se déplacent à des vitesses chaotiques. Les nuages de gaz interstellaire peuvent non seulement tourner de manière ordonnée autour des centres galactiques, mais aussi présenter une accélération instable. En quelques dizaines de millions d’années, ils se rattrapent et entrent en collision, formant des complexes de poussière et de gaz. Ces objets sont suffisamment denses pour protéger leurs profondeurs du rayonnement cosmique pénétrant. Cela explique les températures plus basses à l’intérieur des complexes de gaz et de poussières que dans les nuages interstellaires. L’instabilité gravitationnelle des objets affecte constamment le processus de transformation moléculaire de leur composition et conduit finalement à la formation de protoétoiles.

Localisation dans notre galaxie

Distribution de l’hydrogène neutre dans la galaxie

La concentration maximale de gaz interstellaire dans notre galaxie est observée dans des régions situées à 5 kpc de son centre. Son pourcentage dans le volume total de sa masse est de 2. L’épaisseur de la couche est maximale à la périphérie et diminue vers le centre. Environ la moitié de la masse du gaz interstellaire est représentée par d’énormes nuages moléculaires situés à une distance de 4 à 8 kpc de l’axe galactique. Les formations les plus denses constituent les nébuleuses, qui sont les plus visibles et les plus accessibles à l’étude. La taille des nuages de gaz interstellaire peut atteindre des valeurs de l’ordre de 2 000 années-lumière.

L’observation et ses méthodes

Voyager 1 — le premier objet fabriqué par l’homme à atteindre le milieu interstellaire

Le gaz interstellaire, avec sa forte raréfaction et sa large gamme de températures, est étudié de plusieurs manières. Les nébuleuses de gaz brillant et de poussières de gaz sont particulièrement intéressantes à cet égard, car leurs caractéristiques visuelles simplifient grandement le processus d’observation optique. Les méthodes qui fournissent une variété d’informations sur l’état et la structure du gaz interstellaire comprennent les études de :

• l’émission radio continue ;
• les raies optiques et UV interstellaires ;
• la distribution spatiale des molécules ;
• l’émission de rayons X, infrarouges et gamma ;
• les paramètres du vent interstellaire ;
• pulsar flickers.

Matériel sur le sujet

Une approche globale de l’étude du gaz interstellaire a permis de déterminer un grand nombre de ses propriétés et paramètres. La constellation d’Orion, où se trouve la nébuleuse d’émission M42, est l’un des objets qui offre la meilleure opportunité d’observer le gaz interstellaire dans notre ciel.

Faits intéressants

• Le disque de gaz galactique est incurvé à la périphérie.
• Le principal volume de gaz interstellaire est concentré dans les bras spiraux, dont l’un des couloirs est situé près du système solaire.
• Dans le MG raréfié exposé aux rayons cosmiques, on a constaté que la température, la pression et le volume des électrons dépendent de la densité de concentration de l’hydrogène.
• Les facteurs les plus puissants qui influencent les processus structurels dans le milieu gazeux interstellaire sont les ondes de choc spirales.
• L’énergie d’une supernova peut pénétrer l’espace du disque galactique, provoquant ainsi l’écoulement de MG dans l’espace libre de l’Univers.
• En théorie, les nuages de gaz moléculaire devraient se transformer en étoiles sur une période d’un peu plus de 100 ans. Mais dans la pratique, de nombreux facteurs ralentissent ce processus.

Articles connexes

Cet article vous plaît ? Parlez-en à vos amis !

Record de vues : 28864

Cette entrée a été publiée le 27.06.2015 par Maxim Zabolotsky

Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023