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Le Milieu InterStellaire

Si les étoiles sont les éléments les plus faciles à voir dans les galaxies, elles n’en occupent qu’une partie infime. Le reste, ce n’est pas du vide, c’est le Milieu InterStellaire. Composé de gaz et de poussières très dilués, il occupe tout l’espace dans notre galaxie, la Voie lactée mais aussi dans les autres. C’est là que les nouvelles étoiles et les nouvelles planètes se forment. Quand les étoiles meurent, elles l’enrichissent en éléments lourds. Pour l’étudier, on utilise surtout des radiotélescopes et des télescopes infrarouges (spatiaux principalement). On le modélise sur ordinateur et on reproduit ses conditions en laboratoire pour y étudier sa chimie sur les grains ou dans le gaz.

Qu'est-ce-que c'est?

Le vide intersidéral n’est pas vide! Les scientifiques l’appellent le Milieu InterStellaire (MIS). C’est un milieu aux conditions extrêmes et qui connait au moins 5 états différents qui vont d’un milieu très ténu et très chaud (1 million de degrés) à un milieu très dense et très froid (entre -260 et -265°C, très près du zéro absolu) avec des étapes intermédiaires chaudes ou froides. Très dense, ça veut dire quoi? Ça veut dire aussi dense que les vides les plus poussés qu’on arrive à créer en laboratoire! Dans un litre d’air il y a trente mille milliards de milliards de molécules (un 3 suivi de 22 zéros). Au laboratoire, on descend à 1 milliard de molécules par litre et on appelle ça de l’ultra-vide. En fait, c’est loin d’être vide...
Que contient le MIS? Ça dépend de son état. Très chaud, il est très peu dense (1 particule par litre) et les particules sont des atomes qui ont perdu un ou plusieurs électrons. On les appelle des ions. On y trouve aussi des poussières, éclairées par les étoiles voisines. Très froid, sa densité dépasse le million de particules par litre et les grains de poussière et le gaz sont présents en grande quantité. Ils sont rassemblés dans des “nuages interstellaires”. Ces nuages sont immenses. La lumière mettra plusieurs années à traverser un grand nuage (elle met 8 minutes pour nous parvenir du Soleil). Ces nuages bloquent les UV (comme l’ozone dans l’atmosphère terrestre). Alors il s’y développe plein de molécules comme l’eau, l’ammoniac et le méthanol.

Comment l’étudie-t-on?

Chacune des phases du Milieu InterStellaire (MIS) s’observe différemment. Les phases très chaudes s’observent dans l’UV, chaudes, dans l’optique, mais c’est très difficile car leur émission est très faible et étendue.
Dans les nuages denses et froids, chaque molécule émet à plusieurs fréquences radio qui lui sont propres, des basses fréquences aux ondes submillimétriques. Ainsi en “écoutant” une fréquence particulière, on sait qu’on observe telle ou telle molécule (comme quand on choisit une fréquence radio pour écouter une station).
Quant à elle, la poussière s’observe soit en émission avec des radiotélescopes au sol ou dans l’espace soit en diffusion/absorption dans le visible et l’infra-rouge.
Au Laboratoire d’Etudes du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (LERMA), des instrumentalistes développent les récepteurs radio nécessaires pour observer ces molécules interstellaires. Le LERMA a fourni un des récepteurs de l’observatoire spatial Herschel qui permettait en particulier de chercher l’eau, l’oxygène moléculaire et l’ammoniac dans le MIS. Certains développent des logiciels nécessaires pour faire fonctionner ALMA, le grand interféromètre radio au Chili. Les chercheurs s’intéressant aux phases les plus froides et denses du MIS observent leur contenu en poussières ou en molécules et dressent des modèles de ces nuages qui tentent de reproduire les observations. Ils développent ainsi des modèles d’astrochimie qui suivent l’évolution des nuages.

Comment naissent les étoiles?

Le MIS passe en permanence d’une phase à l’autre en fonction des contraintes qu’il subit (explosions d’étoiles, vents stellaires, passage des bras spiraux d’une galaxie, chocs turbulents, etc.). Dans sa phase la plus froide, il peut rester confiné assez longtemps pour accumuler de la matière et former des cœurs denses auto-gravitants (leur propre masse suffit à maintenir le gaz et la poussière rassemblés). Ces nuages se refroidissent car les UV ne pénètrent plus et ils peuvent se contracter. La grande densité de poussières et de gaz permet d’évacuer encore plus d’énergie et le cœur se refroidit jusqu’à -265°C voire plus bas. Quand une masse critique est atteinte, ce cœur va s’effondrer rapidement et former une étoile. En se contractant, le peu de rotation qu’il possédait va s’amplifier et il va tourner de plus en plus vite (comme le patineur qui referme ses bras pour accélérer sa rotation). Un disque de poussière et de gaz très dense va se former autour de l’étoile naissante et va continuer à l’alimenter en matériau. Une partie de ce matériau, au lieu de tomber sur l’étoile, va repartir par deux jets opposés et situés aux pôles, très puissants et qui viennent repousser le nuage autour de l’étoile en créant des zones de choc spectaculaires. Le disque va également donner naissance à des planètes. En se contractant, le gaz chauffe à plusieurs milliers de degrés puis au-delà du million de degrés au centre de l’étoile au point de déclencher les réactions nucléaires. L’étoile s’allume.

Peut-on simuler le Milieu Interstellaire en laboratoire?

On ne peut pas faire de simulations grandeur nature du MIS mais on peut essayer d’en étudier quelques aspects. Le milieu dense du MIS a la même densité que les vides poussés de laboratoire et il est facile d’y faire régner des températures proches du zéro absolu. On y dépose des matériaux qui ressemblent à ceux qu’on pense exister dans l’espace, comme des silicates, ou bien de la glace d’eau et on y mène des expériences de formation de molécules à partir d’atomes libres. Sur Terre, il n’y a pas d’atomes libres sauf les gaz rares et on ne peut en fabriquer qu’en petite quantité pour des temps très courts dans des enceintes au vide poussé. Ces atomes sont lancés sur la cible refroidie. On regarde les molécules qui se sont formées, celles qui s’évaporent, etc. Ces expériences n’ont cependant pas tous les ingrédients disponibles sous la main. Par exemple, les rayons cosmiques très présents dans le MIS sont rares sur Terre. On les remplace en emmenant l’expérience SPICES au synchrotron SOLEIL. D’autres aspects sont étudiés avec les expériences FORMOLISM et VENUS qui permettent d’amener plusieurs jets atomiques sur une cible pour étudier une chimie toujours plus complexe. Un des premiers problèmes à être étudiés en laboratoire est la formation de l’hydrogène moléculaire (H2). Il est pratiquement impossible de former du H2 à partir d’hydrogène atomique en phase gazeuse aux densités rencontrées dans le MIS. H2 est donc formé à la surface des grains. Comment? Demandez à FORMOLISM!