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Le milieu interstellaire
Les nébuleuses

Aperçu
L'espace entre les étoiles renferme de grandes quantités de gaz (hydrogène surtout, hélium secondairement). Des nuages de toutes dimensions et masses se pressent dans le disque des galaxies spirales semblables à la nôtre. Dans la Voie lactée, cela représente une masse de l'ordre de 10 à 15 % de la masse des étoiles.

Pour l'essentiel ce gaz est rassemblé dans deux sortes de nuages. D'une part, dans des nuages diffus, composés d'hydrogène atomique, et dans lesquels est immergé le disque galactique, et qui le prolongent bien au-delà du périmètre à l'intérieur duquel se rencontrent les étoiles. Le disque stellaire de la Voie lactée, par exemple, mesure au plus 70 000 années-lumière de diamètre, mais de l'hydrogène est observable dans un périmètre de 100 000 années-lumière de diamètre. On trouve d'autre part la matière interstellaire regroupée plus densément sous forme de molécules et de poussières dans des nuages immenses, les nuages moléculaires géants.

Les nuages moléculaires géants sont beaucoup plus concentrés sur le plan du disque que les nuages diffus. Les poussières, en particulier, responsables de l'opacité des nuages moléculaires qui les abritent, se rencontrent sans un espace très peu épais centré sur le plan équatorial des galaxies spirales. De même d'ailleurs que les très jeunes étoiles, et les étoiles en formation, parmi lesquelles on remarque d'abord les étoiles massives, bleues et très lumineuses. Regroupées en associations, dites OB, ces étoiles, à cause de leur température très élevée, sont responsables de l'ionisation de la matière stellaire qui les environne. Un processus qui s'accompagne de la formation de grandes nébuleuses brillantes, aussi appelées régions HII.

Les nébuleuses brillantes représentent la composante la plus spectaculaire de la phase chaude du milieu interstellaire. Certaines, moins étendues, mais souvent tout aussi belles, ne s'observent qu'à proximité d'une étoile unique, ce sont les nébuleuses planétaires ou les rémanents de supernovae, par exemple. Le gaz chaud se rencontre par ailleurs diffusément réparti dans les régions internuages. Ce gaz entièrement ionisé (plasma), comparable à celui de la couronne solaire, peut dépasser la température d'un million de degrés.

Enfin, il existe dans notre galaxie une composante de gaz ultra-chaud, mais que l'on classe à part : il s'agit du rayonnement cosmique galactique. Celui-ci (si l'on met à part le rayonnement gamma qu'on lui rattache) est composé de particules (protons et petits noyaux atomiques) animées de vitesses proches de celles de la lumière, et dont chacune transporte une énergie phénoménale. 

L'origine des rayons cosmique est assez énigmatique. D'où vient l'accélération des particules qui les constituent? Pendant longtemps, les astronomes ont supposé et souvent admis que devaient être impliquées dans l'affaire des explosions de supernovae. Les particules du milieu interstellaire frappées par les ondes de choc engendrés par ces cataclysmes y auraient puisé leur énergie cinétique. Une autre  théorie a été proposée en avril 2004 par des chercheurs du laboratoire national de Los Alamos (États-Unis). Les particules qui constituent le rayonnement cosmique seraient en fait accélérées sous l'effet de brusques modifications à grande échelle du champ magnétique des galaxies.

De telles modifications sont appelées dans le jargon des physiciens des reconnexions du champ magnétique. Elles correspondent de façon générale des réajustements brutaux de la structure d'un champ magnétique, qui minimise ainsi l'énergie qu'il renferme. A petite échelle, de tels ajustements interviennent par exemple dans les crises qui affectent les étoiles, et notre Soleil en particulier (éruptions-chromosphériques). L'énergie subitement libérée se convertit alors en énergie mécanique, transportée par les particules présentes sous la forme d'un vent stellaire rapide. 

Or, selon la nouvelle explication, c'est donc un mécanisme en tout point analogue qui pourrait être invoqué pour expliquer l'accélération des rayons cosmiques. Mais cette fois à une tout autre échelle, celles des galaxies. Cela permettrait de rendre compte des rayons cosmiques ordinaires qui sillonnent notre Voie lactée, mais aussi pour les rayons cosmiques de très haute énergie, qui selon cette étude auraient leur origine dans les noyaux actifs (AGN) d'autres galaxies. Avantage sur l'explication par les explosions cosmiques : la reconnexion magnétique peut rendre compte des accélérations que l'on observe des particules dans un milieu de très basse densité, et en l'absence de tout choc.


Les nuages interstellaires


Mise en ordre
La matière interstellaire est loin d'être répartie uniformément. On la rencontre pour l'essentiel concentrée en masses bien définies, des nuages de diverses sortes, dans lesquels ont peut définir en première approche deux grandes catégories : les nuages diffus, principalement formés d'atomes d'hydrogène, et les nuages denses, parfois gigantesques, riches en molécules et renfermant des poussières. En fait, il existe également des types de nuages intermédiaires entre ces deux familles. L'évolution d'un type à l'autre étant possible, et pouvant le plus souvent être mis en rapport avec les effets perturbateurs des étoiles massives proches.

Les nuages diffus.
Ces nuages sont excessivement diluées. Ils referment un million à un milliard d'atomes par mètre cube. Cela peut paraître beaucoup, mais pour comparaison, l'air que nous respirons contient autour de 25 milliards de milliards de milliards de molécules par mètre cube. La température des nuages diffus est de l'ordre d'une centaine de kelvins. dans ces conditions, l'hydrogène s'y rencontre principalement sous sa forme atomique neutre. D'autres atomes y sont également présents en petites quantités ainsi quelques molécules (CN et CH, par exemple). Du fait de l'existence d'un fond diffus UV dans toute la galaxie, une petite proportion d'atomes est également ionisée (ions de calcium et de titane, notamment). Parmi les nuages diffus, il est intéressant de distinguer deux familles un peu particulières, les cirrus infrarouges, et les nuages à grande vitesse.

Les nuages denses
Lorsque le masses de gaz interstellaire sont plus froides encore que ne le sont celles qui composent les nuages diffus, elles peuvent devenir plus denses. La densité peut y dépasser plusieurs milliards de particules par mètre cube. Des molécules peuvent s'y former en beaucoup plus grand nombre. Plus de 130 espèces moléculaires ont déjà été identifiées, certaines comptent treize atomes et plus, parmi lesquelles cependant, comme on peut s'y attendre, la molécule la plus largement majoritaire est celle de hydrogène H2.
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Propénal et propanal : le maillon fort?

Longtemps lancés dans une course poursuite à la recherche des molécules présentes dans le milieu interstellaire, les astronomes avaient fini par oublié tout l'intérêt que pouvait encore avoir la découverte de molécules de moins complexes, mais pouvant jouer un rôle clé dans cette chimie interstellaire. C'est en tout cas ce que semble rappeler la découverte, annoncée en juin 2004, de deux molécules "moyennes", du propénal et du propanal dans un nuage près du centre de la Voie lactée.

Les molécules en question ont été identifiées par le radiotélescope de Green Bank dans un nuage connu sous l'étiquette de Sagittarius B2 (Sagittaire), près du centre galactique, à 26 000 années-lumière de nous.

Avec, respectivement 8 et 10 atomes, les nouvelles venues ne figurent donc pas parmi les molécules les plus complexes. Mais, curieusement, cela en fait tout l'intérêt, car aucune théorie satisfaisante n'est aujourd'hui disponible pour expliquer la manière dont les plus grosses molécules peuvent se constituer dans des milieux aussi peu denses que les nuages interstellaires

Or, justement, le propénal et le propanal se situent à la charnière entre les molécules dont la formation est comprise et les autres, et leur existence indique qu'il pourrait exister un mode de transformation privilégié : le propénal ou acroléine (CH2-CH-CO-H) peut se former par ajout de deux atomes d'hydrogène à une molécule de propynal (HC2-CO-H), et l'on obtient de la même façon le propanal (CH3-CH2-CO-H), à partir du propénal.

Autre intérêt de ces molécules : elles appartiennent à la famille des aldéhydes (radical -CO-H), qui sont des composés intervenant dans les processus biologiques (à l'image des sucres, par exemple).

Avec une température d'une dizaine de degrés au-dessus du zéro absolu, ces nuages sont les objets les plus froids de l'univers. Une bonne part d'entre eux, les nuages moléculaires géants, sont aussi les plus gros objets que l'on puisse rencontrer dans une galaxie.

Les nuages moléculaires géants - On dénombre typiquement dans une spirale comme la nôtre de mille à deux-mille nuages moléculaires géants. Ces masses ont une forme allongée et peuvent atteindre plusieurs centaines d'années-lumière de long, et renfermer chacun assez de matière première pour former cent mille étoiles comme le Soleil. Le nombre d'étoiles qui se forment, en moyenne, chaque année dans notre Galaxie peut se compter sur les doigts d'une main. Cela signifie donc que ces nuages géants sont économes de leurs richesses. il n'en demeure pas moins que c'est en leur sein que se déroule le processus d'astration. Ce sont les seuls endroits d'une galaxie où la matière est suffisamment concentrée pour que le mécanisme de l'effondrement gravitationnel démarre. Il faut juste le "pousser un peu". Et c'est ce qui se produit chaque fois qu'un nuage moléculaire géant traverse la discontinuité du champ gravitationnel global de la galaxie que représente un bras spiral. Le processus de formation stellaire peut également s'engager après la collision de deux nuages moléculaires, ou sous l'effet des chocs provoqués par les explosions des supernovae. Dans tous les cas, nuages moléculaires et sites de formation stellaire vont de pair.
NGC 2170.
Deux aspects des poussières interstellaires dans NGC 2170 : nuages sombres en contre-jour
et nébuleuses par réflexion autour  d'étoiles bleues.
Les poussières interstellaires - Les poussières peuvent se rencontrer à la périphérie des étoiles froides, et certaines géantes rouges peuvent ainsi s'entourer d'une véritable coquille de poussières, faite à partir de la matière refroidie qu'elles ont soufflée dans l'espace, par le mécanisme du vent stellaire. Les poussières ainsi formées finissent par se disperser dans l'espace, et l'on peut alors les distinguer par leur rayonnement infrarouge, au sein de nuages diffus, appelés cirrus infrarouges. Mais au final, le lieu de prédilection pour les poussières interstellaires, ce sont le nuages moléculaires géants, froids et accueillants.


La phase chaude

Au voisinage des étoiles les plus chaudes - étoiles des types O et B, lorsqu'il s'agit d'objets de la séquence principale - l'important rayonnement ultraviolet qu'elles émettent est responsable de l'ionisation des atomes présents. En se recombinant, ces atomes restituent à des longueurs d'ondes plus grandes l'énergie qu'ils ont ainsi emmagasinée. Ce rayonnement par fluorescence se fait essentiellement dans la partie visible du spectre, est à l'origine d'illuminations multicolores souvent spectaculaires.

Les astronomes appellent les régions ainsi ionisées des régions HII (HII étant la dénomination que les spectroscopistes appliquent à l'hydrogène ionisé; HI étant l'hydrogène neutre). pour le commun des mortels, il s'agit de nébuleuses brillantes. Lorsque celles-ci, résultent de la présence de nombreuses étoiles chaudes (réunies dans les associations OB), on a affaire à des régions HII étendues, ou nébuleuses diffuses. Dans le cas où la nébuleuse est suscitée par une seule étoile, qui est souvent une étoile en fin de vie, si ce n'est déjà morte, on a affaire, selon les cas à des nébuleuses planétaires, à des rémanents de supernovae, etc.
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NGC 381.
NGC 381, dans la constellation de Cassiopée (00° 52' 25.10"; +56° 33' 54.0").
Source : The STScI Digitized Sky Surveycompositage : Imago Mundi, © 2011.

Les nébuleuses brillantes s'observent donc autour des étoiles et à proximité des nuages (ce qui souvent va de pair). Le milieu internuage, pour sa part est rempli d'un gaz également très chaud, mais beaucoup trop dilué pour pouvoir "briller", il s'agit du gaz coronal. Enfin une autre composante très chaude du milieu interstellaire doit être mentionnée : les rayonnement cosmique, constitué de particules de très hautes énergies qui sillonnent à toute vitesse la Galaxie et, au-delà, le milieu intergalactique.


Collection
Le tableau suivant contient une sélection de nébuleuses brillantes (régions II diffuses), parmi les plus belles. Elles sont souvent associées à des nuages sombres, ainsi qu'à des amas ouverts : 
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Étiquette Constellation Magn. Dim. 
(')
Nom commun
NGC M
1976 42 Orion 9,70 71 Grande Nébuleuse
1942/82? 43 Orion 9,80 13
"
2068 78 Orion 9,80 13 -
IC 434 - Orion 9,80 13 Tête de Cheval
2237-9 - Licorne 7,60 348 Rosette
2264* - Licorne 7,60 348 Néb. Cône
6514 20 Sagittaire 9,80 13 Trifide
7000 - Cygne 9,70 71 America
6611* 16 Serpent 7,60 348 Aigle
6523 8 Sagittaire 9,80 13 Lagune
IC 443 - Gémeaux 9,80 13 -
2070 - Dorade 7,60 348 Tarentule
3372 - Carène 9,70 71 Eta Carinae
6618 17 Sagittaire 9,80 13 Omega
---- ---- Ophiuchus 9,80 13 Rhô Ophiuchi
IC 5146 - Cygne 9,80 13 Néb. du Cocon
IC 5067-70 - Cygne 9,80 13 Néb. du Pélican
7822 - Céphée 9,80 13 -
IC 1396 - Céphée 9,80 13 -
1499 - Persée 9,80 13
Californie
Légende : NGC = New General Catalogue, M = catalogue de Messier,
Magn. = Magnitude, Dim (") = Dimensions moyennes en secondes d'arc.
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Aspects variés de la matière interstellaire 
dans la région de NGC 1999 (constellation d'Orion).
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