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La phase chaude
du milieu interstellaire

Aperçu
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.

NGC 604.
Hélix
(NGC 7293).
Les Dentelles

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.

Les régions HII étendues


Mise en ordre
Comme elles sont associées aux étoiles les plus jeunes d'une galaxie, les régions d'hydrogène ionisé auxquelles correspondent les nébuleuses diffuses se rencontrent également dans les régions de formation stellaire. Dans une galaxie spirale comme la nôtre cela signifie le long des bras spiraux.

Les dimensions des régions HII peuvent dépasser les 200 années-lumière de diamètre. Le gaz y est très dilué (de 1 à 10 atomes par centimètre cube) et la température, variable d'un point à un autre, de l'ordre d'une dizaine de milliers de kelvins. Dans la Voie lactée, la masse totale de gaz dans ces nébuleuses représente dix millions de masses solaires.

La nébuleuse diffuse la plus facile à observer (elle est visible à l'oeil nu) est sans doute la grande nébuleuse d'Orion (M 42), qui renferme plusieurs sites de formations d'étoiles; on peut également citer : les nébuleuses Oméga et Trifide (Sagittaire), la Rosette (Licorne), et, dans, pour ne pas oublier les nébuleuses géantes visibles dans d'autres galaxies, dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade), une nébuleuse visible à l'oeil nu, la Tarentule. et, dans la galaxie M 33 (Triangle), la nébuleuse NGC 604. Comme on le constatera en regardant les photographies de ces objets, ils sont tous associés à des nébuleuses sombres, et à des amas stellaires jeunes.


Les linceuls stellaires

A la fin de leur évolution, deux phénomènes affectent les étoiles de masse moyenne ou élevée : elles se débarrassent de leur enveloppe d'hydrogène - en douceur, sous l'effet du vent stellaire,  pour les premières, lors d'une explosion en supernova pour les secondes -, et elles laissent, la plupart du temps, un résidu compact (pré-naine blanche ou étoile à neutrons, respectivement), extrêmement chaud, dont le rayonnement UV sera responsable de l'ionisation du gaz environnant. Cela conduit à son illumination par fluorescence, et donc à la formation d'une nébuleuse brillante. Dans le cas d'une nébuleuse qui entoure une étoile en train de devenir une naine blanche, on parle de nébuleuse planétaire. Si la nébuleuse s'est formée à la suite d'une explosion stellaire, on aura affaire à un reste ou rémanent de supernova. On ajoutera à ces deux familles principales, un type d'objet se situant d'une certaine façon entre les deux : il s'agit des nébuleuses brillantes qui entourent les étoiles de Wolf-Rayet.

Nébuleuses planétaires
Les nébuleuses planétaires correspondent au rayonnement par fluorescence de l'enveloppe d'étoiles de masses moyennes que celles-ci ont expulsée dans l'espace quelques milliers d'années plus tôt, à la fin de leur évolution. Leur morphologie reflète en grande partie l'histoire de cette éjection. A la différence des régions HII, les nébuleuses planétaires sont riches en éléments lourds, synthétisés par leur étoile mère.

Parmi les nébuleuses planétaires les plus connues, on citera : la Nébuleuse annulaire de la Lyre, M 27 (Petit Renard), Hélix (Verseau), ou encore M 97 (la Nébuleuse de l'Hibou) dans la Grande Ourse. (Album : Étoiles en fin de vie).
Rémanents de supernovae
Si ce n'était leur origine violente, les rémanents de supernovae s'apparentent assez aux nébuleuses planétaires. Comme elles, en tout cas, ils renferment des éléments chimiques lourds synthétisés par l'étoile défunte. Ce sont de grosses bulles en expansion, dont les parois, denses, sont lumineuses, et dont le volume intérieur est un gaz très dilué et très chaud. Les énergies mises en jeu lors de l'expulsion de ces enveloppes expliquent qu'on y rencontre des éléments encore plus lourds que dans les nébuleuses planétaires - certains dont la radioactivité est à l'origine d'une partie du rayonnement émis.
Nébuleuse du Crabe.
Deml 316.
SN 1987 A.
Citons, dans notre Galaxie, la Nébuleuse du Crabe (Taureau), Cassiopeia A (Cassiopée), Les Dentelles du Cygne, et dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade) : le rémanent de SN 1987a, et celui de la supernova double Deml 316. (Album : Rémanents de supernovae).


Nébuleuses de Wolf-Rayet
Les étoiles de Wolf-Rayet sont des étoiles de plus de vingt masses solaires à évolution très rapide. Avant même d'exploser en supernova, elles expulsent une grande partie de leur enveloppe. Leur coeur à nu, très chaud, et comparable à ce qu'est l'étoile d'une nébuleuse planétaire, émet alors un rayonnement UV responsable de l'ionisation du gaz qui l'entoure. 

Exemples : WR 124 (Flèche), IC 2220 (Carène), NGC 2359 (Grand Chien), et l'étonnante spirale de WR 104 (Sagittaire). (Album : Étoiles en fin de vie).
Le milieu internuages

Les nébuleuses brillantes se rencontrent là où sont aussi les grands nuages moléculaires, et à proximité des étoiles. Mais le milieu internuages n'est vide lui non plus.

Le plasma soufflé par les supernovae ne reste pas indéfiniment contenu dans sa bulle. A terme, il comble tous les vides, et se répand dans toute la galaxie (et même au-delà du disque). C'est un gaz dont la densité est en moyenne d'une dizaine d'atomes par décimètre cube et la température de l'ordre du million de degrés. Des caractéristiques qui rappellent celles de la couronne solaire, et qui expliquent que l'on désigne cette phase très chaude de milieu coronal.

La matière qui initialement composait les parois des bulles soufflées par les supernovae elle aussi se disperse dans l'espace entre les nuages. Électriquement neutre, pour l'essentiel, elle est plus froide, mais aussi plus dense que le milieu coronal. Typiquement, on la rencontre sous la forme de nuages tièdes (de 2000 à 6000 K), très diffus (quelques centaines d'atomes par décimètre cube), mais bien distincts du "grand vide chaud" qui les environne. 

Le milieu local - Le Système solaire traverse actuellement, et depuis peut-être quelques milliers, ou dizaines de milliers d'années, un petit nuage tiède, le Nuage Local, qui appartient à un petit essaim nuageux, le Duvet local, lui-même immergé dans une grande cavité de gaz coronal, la Bulle locale (La Voie lactée).
Le rayonnement cosmique

La température d'un milieu est une mesure de l'énergie cinétique moyenne des particules qui le composent. De ce point de vue, le gaz coronal n'est pas la composante la plus chaude du milieu interstellaire. Il y existe en effet des particules animées de vitesses proches de celles de la lumière, et dont l'énergie cinétique totale est du même ordre que celle de tous les autres objets contenus dans une galaxie. Il s'agit des rayons cosmiques galactiques. Leur origine reste discutée. mais il semble qu'ils correspondent, ici encore, à de la matière éjectée par les supernovae, puis accélérées après des passages répétés dans les ondes de chocs créés par de multiples explosions stellaires.

La source des rayons cosmiques est difficile à identifier, car, étant composés de particules électriquement chargées, ils sont déviés par le champ magnétique de la Galaxie. Le grande vitesse qui leur assure une déviation mineure ne suffit pas à supprimer l'incertitude sur leur point d'émission.

L'impact de rayons cosmiques sur les molécules de l'atmosphère terrestre y créent des gerbes de particules secondaires (pions, positons, muons, neutrinos) à brève durée de vie, ainsi que des photons- gamma. (Source : CERN).

Les rayons cosmiques de plus haute énergie - excessivement rares, heureusement pour nous - peuvent avoir une énergie cinétique comparable à celle d'une balle de fusil, et leur origine est encore plus mystérieuse, puisqu'aucune source ne semble pouvoir les expliquer dans notre Galaxie. Il faut alors supposer qu'ils ont une origine extragalactique. Mais une autre difficulté apparaît : le milieu intergalactique est opaque, au-delà de quelques dizaines de millions d'années-lumière, à ce type de rayons, qui interagissent avec les photons du fond diffus cosmologique (Attention ici à ne pas confondre le rayonnement cosmique, composé de particules de matière et le rayonnement cosmologique, comme on appelle aussi ce fond diffus, et qui correspond à un bain de photons diffusés dans l'univers quelque centaines de milliers d'années après le big bang). L'origine des rayons cosmiques de haute et ultra-haute énergie pourrait être à rechercher dans les noyaux actifs de galaxies proches telles que M 87 (Vierge) ou NGC 5128 (Centaure). Mais une fois de plus, la déviation qu'imposent les champs magnétiques, ajoutée à la rareté des détections, rendent difficile la reconstitution du trajet de ces particules.

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