Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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46 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Figure 2. Spectre électromagnétique d'une galaxie (en noir), résultant de l’émission : des étoiles les plus massives (en bleu) ; du gaz des régions qu'elles ionisent (en jaune) et de la poussière mêlée à ce gaz (en violet) ; des autres étoiles (en rouge) et de la poussière interstellaire chauffée par ce rayonnement (en mauve) ; de la poussière dans les nuages les plus denses (en vert) et du rayonnement des particules chargées dans le champ magnétique (en bordeaux). Les zones hachurées correspondent à la fraction de l'émission absorbée in situ pour produire les émissions interstellaires. Chaque motif (raies, bandes d'émission, brisures du continuum) de ce spectre renseigne sur la physique des galaxies. nuage moléculaire populations stellaires recyclage puissance émise L [luminosité solaire] CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 10 8 10 6 10 4 formation stellaire érosion et fragmentation X UV visible énergie absorbée dans le HI énergie absorbée dans le HII une densité moyenne de seulement un atome pour 3 centimètres cubes, il ne représente que 3% de la masse stellaire (3). Il est constitué d’atomes neutres ou ionisés, de molécules et de particules solides de quelques dixièmes de microns, voire moins : les grains de poussière. En fait, loin d’être homogène, le milieu interstellaire comporte différentes régions de densités et températures variées (tableau). Malgré sa faible masse, le milieu interstellaire joue un rôle capital dans l’équilibre énergétique de la Galaxie, ionisation du milieu étoiles OB (HII) étoiles massives supernova évolution stellaire AGB infrarouge submillimétrique radio étoiles non ionisantes (HI) perte de masse H He O C Si N éléments grains longueur d’onde poussière dans le HI grains chauds dans les régions HII poussière froide dans les nuages moléculaires gaz atomique et ionisé rayonnement synchrotron 10 nm 100 nm 1 m 10 m 100 m 1 mm 1 cm 10 cm 1 m (3) Cette densité représente un vide extrême comparé à notre atmosphère, qui comporte 10 22 atomes par centimètre cube. Figure 3. Le cycle de l'évolution stellaire et son effet sur la composition des galaxies. La formation et l'évolution des étoiles contribuent à modifier, non seulement la composition chimique des galaxies, mais aussi leur contenu énergétique. La population stellaire AGB correspond aux étoiles de faible masse, dans leur phase de géante. puisqu’il absorbe environ un tiers de la puissance stellaire et la réémet à des longueurs d’onde supérieures – donc à moindre énergie. Dans certaines galaxies, dites « à flambée de formation d’étoiles », cette fraction peut atteindre 99%. L’interaction entre le rayonnement stellaire et le milieu interstellaire, phénomène très complexe, recèle une grande richesse d’informations (figure 2). Grâce aux spectres galactiques, les astrophysiciens peuvent appréhender à distance la composition et l’état physique de différentes régions galactiques. La forme de l’émission continue des grains indique ainsi leur abondance et l’intensité du rayonnement stellaire qu’ils subissent, alors que les raies émises par les atomes et molécules dénotent la composition de la phase gazeuse, sa densité et sa température. Finalement, cet inventaire ne serait pas complet sans la mention d’une composante encore incomprise à l’heure actuelle : la matière noire. Elle représente probablement 70% de la masse totale mais n’émet aucun rayonnement électromagnétique et ne se manifeste que par sa gravité. Historiquement, elle a d’ailleurs été révélée indirectement par son effet sur la rotation des galaxies. Sa présence n’affecte pas la microphysique du milieu interstellaire. En revanche, elle est capitale pour comprendre la formation des galaxies et leur dynamique (voir Formation des galaxies : une histoire paradoxale, p.56 et La morphogenèse des galaxies, p.60). Les étoiles, moteurs des galaxies Tout comme les étoiles, et d’ailleurs principalement sous leur influence, les galaxies évoluent sur des échelles de temps de l’ordre de quelques dizaines de millions d’années. Chacune des étapes de la vie des étoiles affecte la galaxie (figure 3). Elles naissent au sein de nuages moléculaires denses, par effon drement
gravitationnel et fragmentation (voir Voyage dans les nurseries stellaires, p.17). Des molécules s’accumulent à la surface des grains. La gestation des étoiles participe ainsi à la naissance des composés les plus complexes du milieu interstellaire. En retour, ces composés prennent part à la formation des astres. Les conditions physiques particulières de ces régions – faible température et forte densité – engendrent une émission spectrale originale : de nombreuses raies moléculaires et un rayonnement continu aux grandes longueurs d’onde (dans l’infrarouge et le submillimétrique), là où le milieu interstellaire est relativement transparent. Il faut noter que l’hydrogène moléculaire froid, qui n’émet pratiquement aucun rayonnement détectable, constitue l’essentiel de la masse considérée. Les observations doivent donc cibler des constituants (poussières et molécules) présents à l'état de traces, afin d’extrapoler les propriétés d’ensemble. Puis, durant la seconde étape de leur vie, les étoiles massives injectent de l’énergie dans la galaxie. Pendant quelques millions d'années, ces objets ne rejettent que peu de matière mais façonnent dramatiquement le milieu alentour. Le rayonnement stellaire dissocie les molécules, ionise les atomes et sublime les glaces accumulées à la surface des grains. Ces régions sont parmi les plus lumineuses et les plus spectaculaires des galaxies, du fait des formes fascinantes créées par l'interaction du rayonnement et du vent stellaire avec le milieu environnant (figure 4). Leur observation est donc relativement aisée, et la mesure de la quantité d'énergie stellaire injectée, par exemple via le rayonnement de recombinaison de l'hydrogène, sert à quantifier le taux de formation d’étoiles. Ces mesures ne sont toutefois pas exemptes d'incertitude car la composition chimique des galaxies influence la luminosité des étoiles et l’opacité du milieu interstellaire. Cette injection de grandes quantités d'énergie dans le milieu interstellaire régule l’évolution galactique. Sans elle, le processus de formation stellaire perdrait l'un de ses principaux freins, et la plupart des galaxies se retrouveraient aujourd'hui peuplées de vieilles étoiles, leur réservoir de gaz s’étant épuisé en quelques millions d’années. Une mort fertile La fin de vie explosive des étoiles massives transforme profondément le milieu interstellaire. Cette explosion, appelée supernova, disperse la quasitotalité des éléments lourds fabriqués par l'étoile, ainsi que toute la série des éléments plus lourds que le fer, formés lors de l'explosion (voir L’explosion des supernovae, p.26). Observant les supernovae extragalactiques depuis quelques années, les astrophysiciens commencent à mieux connaître la répartition chimique des éléments qui retournent au milieu interstellaire. Ils peuvent alors, en retour, « lire » dans la composition chimique d’une galaxie l’effet de la formation stellaire au cours de sa vie. L'explosion des supernovae engendre aussi des ondes de choc qui balayent le milieu interstellaire sur des milliers d'années-lumière. Ces chocs ont un effet profond : ils injectent une énergie que le milieu interstellaire devra réévacuer pour amorcer le processus de formation stellaire. Ils fragmentent également les Figure 4. La région 30 Doradus dans le Grand Nuage de Magellan. Il s'agit d'une région très riche en étoiles massives concentrées en amas (au centre de l'image) qui ont un impact profond sur le milieu environnant. La composante bleue représente l’émission en rayons X mous du gaz ionisé diffus et très chaud. La composante verte correspond à la lumière visible émise par les étoiles et les parties les plus denses de la nébuleuse. La composante rouge montre l’émission infrarouge des poussières. grains de poussière, ce qui modifie leur émission. Enfin, les supernovae représentent un des principaux sites de génération et d'accélération des rayons cosmiques, ces noyaux atomiques qui voyagent sur des distances parfois plus grandes que les galaxies elles-mêmes et qui, déposant une partie de leur énergie dans les nuages moléculaires, retardent leur effondrement (voir Élucider le mécanisme d'accélération des rayons cosmiques, p.50). La mort des étoiles moins massives participe aussi au cycle galactique. Celle-ci se caractérise par l'existence de phases durant lesquelles les différentes couches de l’étoile, enrichies en carbone, silicium et oxygène, sont lentement rejetées dans le milieu interstellaire. La température s'abaisse lentement pour atteindre un niveau propice à de nombreuses réactions chimiques et à la formation de poussière interstellaire. Ces étoiles « à enveloppes » constituent le principal site de formation de la poussière interstellaire. > Marc Sauvage 1 et Frédéric Galliano 2 Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA 1 -Université Paris 7- CNRS 2) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 47 R. INDEBETOUW et al., Astrophysical Journal, vol. 694, issue 1, p.84-106, 2009



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