COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ?

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COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE

INTERSTELLAIRE ?

J. Lequeux

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J. Lequeux. COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ?. Journal de

JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque C7, supplément aun° 11, Tome 36, Novembre 1975, page C7-53

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE?

J. LEQUEUX

Département de Radioastronomie, Observatoire de Paris-Meudon, 92190 Meudon, France

Résumé. — L'espace interstellaire est un laboratoire naturel où régnent des densités extrêmement

faibles et des champs de rayonnement relativement intenses, et qui montre donc des écarts importants à l'équilibre thermique ; ceci fait son intérêt pour le physicien, qui peut y observer beaucoup de phénomènes inaccessibles dans les laboratoires terrestres. Beaucoup de progrès récents ont été faits dans l'observation de la matière interstellaire, principalement par la radioastronomie et l'astronomie spatiale ultraviolette. Malgré ces progrès beaucoup de problèmes fondamentaux et simples en apparence comme le chauffage du milieu interstellaire aux températures observées restent encore sans réponse. Nous examinons les processus possibles, et montrons que celui qui paraît le plus plausible (sans être tout à fait satisfaisant) est le chauffage par des X mous ou des rayons cosmiques de très basse énergie. Nous discutons aussi les instabilités thermiques et l'évolution du gaz inter-stellaire chauffé par ce mécanisme. Suivant Lazareff [15] nous montrons l'existence d'un nouveau mode d'instabilité thermique qui pourrait fournir des éléments de réponse à quelques-uns des pro-blèmes non résolus concernant le gaz interstellaire.

1. Introduction. — L'existence de gaz et de pous-sières entre les étoiles n'est guère connue que depuis un siècle, et ce n'est que depuis vingt ans que les progrès de l'observation, principalement radioastro-nomique, ont permis de réaliser son importance. On sait aujourd'hui que 5 % environ de la masse de notre Galaxie sont constituas de gaz, mais que certaines galaxies comme les Nuages de Magellan peuvent en contenir 30 % ou plus. Il est permis de penser qu'à l'origine des galaxies, l'Univers n'était composé que de gaz (hydrogène et hélium) à partir duquel se sont progressivement formées les étoiles. Les étoiles perdent continuellement ou sporadiquement de la masse enrichie en éléments lourds qu'elles ont synthétisés, masse qui retourne au milieu interstellaire dont la composition chimique se trouve ainsi modifiée. Ces échanges de matière entre le gaz et les étoiles conti-nuent aujourd'hui, bien qu'à un rythme plus lent qu'autrefois.

Considérée du point de vue du physicien, la matière interstellaire présente un intérêt considérable. C'est un milieu très raréfié, soumis à des champs de

rayonne-ment très variés, où se produisent des processus difficiles ou impossibles à observer au laboratoire où l'on ne peut reproduire ces conditions. On y observe, par exemple, l'émission de raies interdites. L'obser-vation de près de 40 molécules interstellaires fait actuellement naître une nouvelle branche de l'astro-physique : la physico-chimie interstellaire, qui n'a finalement que peu de points communs avec la physico-chimie de nos laboratoires. Bien des pro-blèmes ne sont pas résolus. Parmi ceux-ci, j'ai choisi de traiter, fort superficiellement d'ailleurs, du chauf-fage du gaz interstellaire qui est un sujet en apparence limité, mais en réalité fort complexe et qui touche divers domaines de la physique. Après une descrip-tion de la matière interstellaire, je discuterai les différents mécanismes proposés pour ce chauffage, et terminerai par une étude des instabilités thermiques du gaz interstellaire.

2. Les composants du milieu interstellaire. — Le milieu interstellaire se révèle de diverses façons à l'observation télescopique. Ses manifestations les

Abstract. — The main interest of the interstellar space for the physicist is that it is a natural

laboratory with very low densities and relatively important radiation fields, thus with large departures from the thermal equilibrium; many phenomena inaccessible in terrestrial laboratories can be observed in the interstellar space. Many observational progresses have been made recently on the knowledge of the interstellar matter, mainly from radioastronomy and space UV astronomy. In spite of these progresses, fundamental and apparently simple problems like that of heating of the interstellar matter to the observed temperatures are still unsolved. We review the possible processes and show that the best solution (although not completely satisfactory) is heating by very low energy X rays or low-energy cosmic rays. We discuss the thermal instabilities and evolution of the

inter-stellar gas heated by these processes. We show, following Lazareff [15] that a new type of thermal instability exists and could provide at least partial answers to some of the unsolved problems concer-ning the interstellar gas.

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plus spectaculaires sont les nébuleuses gazeuses, masses de. gaz ionisées par la lumière ultraviolette des étoiles chaudes qu'elles contiennent et qui sont visibles grâce à des raies d'émission, soit résultant des cascades suivant la recombinaison des ions, soit excitées par collisions (ce sont alors le plus souvent des raies interdites). La Nébuleuse d'Orion, qui est visible à l'œil nu, est le plus connu de ces objets, dont la physique est maintenant assez bien comprise et dont je ne parlerai pas davantage. En optique, on voit aussi l'effet des poussières qui sont intimement mélangées au gaz interstellaire et qui se manifestent soit par la diffusion de la lumière des étoiles, soit par l'absorption, le rougissement et la polarisation de cette lumière.

2.1 LES NUAGES. - L'observation spectroscopique révèle autre chose : les spectres à haute dispersion des étoiles montrent des raies très fines et souvent multiples, distinctes par leur finesse des raies créées dans l'atmosphère de l'étoile. Ce sont des raies de résonance d'atomes-(Na, K), d'ions (Ca+, Ti+) ou de molécules (CH, CHi, CN) dont la structure indique qu'elles sont formées dans des nuages de gaz en partie neutre, qui forment des entités dis- tinctes au sein d'une matière interstellaire visiblement très inhomogène. La spectroscopie ultraviolette, notamment grâce au satellite Copernicus, a révélé ces dernières années de très nombreuses raies d'absorp- tion interstellaires appartenant à la plupart des atomes ou ions simples connus.

Il a fallu cependant attendre la découverte de la raie de l'hydrogène atomique à 21 cm de longueur d'onde pour observer l'élément qui domine, et de loin, le gaz interstellaire et mesurer la température de ce milieu. Les profils à 21 cm observés dans diverses directions avec les radiotélescopes permettent de clairement retrouver la structure en nuages soit en émission en dehors des sources de rayonnement continu radio, soit en absorption devant ces sources. L'observation en absorption pèrmet d'avoir direc- tement accès à l'épaisseur optique

source

z

= j

t i d l , O

ti étant le coefficient d'absorption et dl l'élément de la ligne de visée. On peut aisément montrer que

ti cc nH/Tex

,

donc z oc (nH/Te,) dl où nH est la .densité d'atomes d'hydrogène et T,, la température d'excitation définie par la relation :

n, et n, étant les populations des deux niveaux d'énergk (niveaux de structure hyperfine) entre lesquels a lieu la transition,. g, et gl leur poids statistique et v la fréquence de la transition. On montre d'autre part que l'intensité d'une raie observée en émission en

dehors de toute source de continuum est directement proportionnelle au nombre d'atomes d'hydrogène sur la ligne de visée

indépendamment de Tex, du moins si l'épaisseur optique z

<

1. On conçoit qu'en observant un même nuage dans la direction d'une radiosource- lointaine et dans une direction voisine, on puisse estimer Tex à partir de z et de 1; plus précisément on obtient, si le nuage n'est pas uniforme, la moyenne harmonique de Tex pondérée par la densité

Un exemple d'une telle observation est donné figure 1. Son intérêt est que les populations des niveaux hyperfins de l'atome H sont dominées entièrement par les collisions, la durée de vie radia- tive du niveau supérieur étant extrêmement longue, si bien que Tex cz T,, la température cinétique du nuage. On trouve par cette méthode une tempéra- ture T, de l'ordre de 80 K pour les nuages, mais avec de grandes variations, certains nuages assez ténus n'ayant pas moins de 600 K [14]. La densité moyenne dans les nuages est de l'ordre de nH = 1 à 100 at

.

cm-3 seulement, leurs dimensions de l'ordre de quelques années lumière, et leur masse de plusieurs fois la masse solaire (1 Mo = 2 x g). Il y a de grandes variations dans ces paramètres. L'observation par Copernicus des populations des premiers niveaux de rotation .de Hz (qui est présent en plus ou moins grande quantité dans les nuages) confirme l'ordre de grandeur des températures observées par la raie 21 cm. Il faut noter que la largeur des profils 21 cm observés en émission est presque toujours supérieure à celle des profils d'absorption (voir Fig. 1). Ceci n'est pas un effet instrumental, et indique proba- blement, nous le verrons plus loin, une structure inhomogène des nuages. La largeur de ces profils est purement Doppler, et la largeur des profils d'émis- sion indique des mouvements nettement superso- niques si la vitesse du son correspond à

T,,

ce qui pose de graves problèmes dont on reparlera plus loin.

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ? C7-55

1 I , 1 I I

-60 -40 -20 O 20 40 60 8 0 a ' v i t e s s e r a d i a l e ( km s-')

b ' v i t e s s e r a d t a l e ( krn.s-l)

FIG. 1. -Profils de la raie d'émission et d'absorption 21 cm dans

la direction de la radiosource extragalactique 3C353. Dans la figure la le profil d'émission, en trait interrompu, a été obtenu au voisinage immédiat de 3C353; il est présenté inversé (échelle de température de brillance à droite) de façon à permettre une compa- raison avec le profil d'absorption obtenu à Nançay dans la direction même de la radiosource (en trait plein, échelle d'intensités relatives à gauche) ; en abscisse, la vitesse radiale en km/s. La résolution en fréquence est de 2 km/s pour l'observation en émission (faite à l'université de Californie à Berkeley par H. Habing et C. Heiles), et de 1,3 km/s pour l'observation en absorption ; le résultat d'ob- servations en absorption avec une résolution de 12,7 km/s et une meilleure sensibilité est indiqué par des carrés. On remarque une composante étroite (plus étroite en absorption qu'en émission) correspondant à un nuage, et un profil large visible en émission seulement, qui correspond à du milieu internuage chaud. Un petit nuage chaud est cependant visible par son profil en absorption à une vitesse de

+

12 km/s; sa température dépasse 300 K (voir le profil à échelle agrandie fig. 2b). Les points en bas des figures sont des estimations des erreurs probables sur les observations en absorption à 1,3 km/s de résolution. D'après Lazareff [14].~

d'énergie supérieure. Le degré d'ionisation corres- pondant est ne/nH ( 4 x

Il se peut cependant que l'hydrogène soit partielle- ment ionisé dans ces nuages, ce qui augmenterait le degré d'ionisation : ceci exige d'autres sources d'io- nisation (rayons cosmiques, rayons X, etc ...) et qui ne sont que très insuffisamment observées. Les ten- tatives de détermination de l'ionisation de l'hydro- gène ont donné des résultats controversés, encore que 'la tendance actuelle soit de penser qu'elle est faible (voir par exemple O'Donnell et Watson, 1161 ; Gomez-Gonzalès et Lequeux, [Il]).

2.2 LE MILIEU INTERNUAGE. - L'observation en

raie 21 cm a permis également de découvrir une autre composante du milieu interstellaire, qui produit des profils d'émission larges ne correspondant à aucune

absorption mesurable devant les radiosources de continuum (cf. Fig. 1). Lazareff [14] a montré que ce milieu ne peut être constitué de petits nuages froids qu'on ne verrait pas en absorption parce que la pro- babilité d'en trouver sur la ligne de visée vers une radiosource serait faible. L'absence d'absorption correspond donc à un milieu chaud, dont on ne possède guère que des limites inférieures de la tem- pérature, de l'ordre de 1 000 K. La densité moyenne de ce milieu est de l'ordre de 0,15 at .cm- et il occupe une plus grande épaisseur que les nuages perpendiculairement au plan galactique [7]. Il est vraisemblable qu'il s'agit d'un milieu continu au sein duquel sont immergés les nuages, d'où son nom de milieu internuage. Ce milieu est faiblement ionisé : les observations de la dispersion des impulsions radio des pulsars montrent en effet que la densité électro- nique moyenne dans le plan galactique est de l'ordre de ne = 0,03 (Guélin, 1974). Les nuages ni les nébu- leuses gazeuses ne peuvent expliquer cette ionisation, qui se réfère très probablement au milieu internuage, qui aurait donc un degré d'ionisation rnoyen

Il est donc nécessaire d'invoquer une ionisation de l'hydrogène, les autres éléments n'étant pas assez abondants. Rien ne prouve que ce degré d'ionisation soit uniforme. Les observations de Copernicus ont mis en évidence par leurs raies d'absorption UV de nombreux ions probablement situés dans le milieu internuage [18] ; cependant l'interprétation de ces raies est considérablement compliquée par le fait qu'il peut toujours exister sur la ligne de visée des nuages et des nébuleuses gazeuses faibles susceptibles d'apporter une contribution qui peut être très impor- tante [Il].

2 . 3 AUTRES COMPOSANTES. - Les observations

radioastronomiques des raies des molécules inter- stellaires ont mis en évidence des nuages moléculaires beaucoup plus denses que ceux dont on a parlé, et qui sont probablement-le site de la formation des étoiles. Par ailleurs, le satellite Copernicus a permis de découvrir un milieu très ténu et très chaud

( E 106 K) [13] qui se manifeste par des raies de 0'

+.

L'un et l'autre milieu ont une physique fort diffé- rente de ceux qui précèdent et n'ont probablement que peu d'influence sur eux, et je n'en parlerais pas dans ce qui suit.

3. Mécanismes de chauffage et de refroidissement. -

C7-56 J. LEQUEUX

Ordinairement, atomes et ions sont dans leur état fondamental; les collisions les portent, si l'énergie cinétique des particules qui l'effectuent est suffisante, dans un état excité d'où ils redescendent (en général par une transition interdite) par émission spontanée. Les sections efficaces des transitions collisionnelles avec les électrons étant beaucoup plus grandes qu'avec les neutres, ces collisions jouent un rôle important malgré la faiblesse du degré d'ionisation. Le taux de perte d'énergie A par unité de volume est propor- tionnel au nombre d'ions intéressants et au nombre d'électrons ou d'atomes d'hydrogène (qui effectuent les collisions), donc au carré de la densité, et on peut écrire :

ni

= ni!,

-

[LHi(T)

+

xLei(T)] erg cm-3 s-'

i n~

ni étant la densité d'atomes ou ions de l'espèce consi- dérée i, nH la densité d'hydrogène (sensiblement égale à la densité totale), x le degré d'ionisation neIn, et LHi(T), Lei(T) des efficacités de refroidissement par collisions H-i et e-i. La fonction L(T) est donnée en fonction de T pour différentes valeurs de x (Fig. 2, [6]). Si les éléments intéressants (surtout le carbone ionisé et l'oxygène à basse température) SOI$ déficients, le

taux de refroidissement est diminué d'autant.

FIG. 2. -Fonction de refroidissement L(x, T) du milieu inter-

stellaire. Le taux de perte d'énergie par atome de gaz et par seconde est indiqué en fonction de la température pour diverses valeurs du degré d'ionisation x (indiquées sur les courbes). Le refroidissement à T < IO4 K est principalement dû à l'excitation collisionnelle de niveaux métastables de C+, O, Si' et Fe'. A IO4 K, l'augmenta- tion de L provient de l'excitation collisionnelle de ia raie Lyman cl

de l'hydrogène. D'après Dalgarno et McCray [6].

3.1 CHAUFFAGE MÉCANIQUE. - Initialement, on avait envisagé que le chauffage des nuages résultait de leurs collisions, mais ce mécanisme est très insuffi- sant et n'a pas résisté à une analyse détaillée. Une variante consiste à envisager un chauffage par dissi- pation de turbulence : en effet la largeur des profils des nuages suggère, on l'a dit, des mouvements supersoniques qui se dissipent en un temps court

z E Âlv si Â. est leur dimension caractéristique et v

leur vitesse ; le taux de chauffage par unité de volume est alors :

avec 1 pc = 3,26 a.l., ce qui pourrait conduire à des températures de l'ordre de 70 K pour n, = 10 cm-3, x = v = 3 kmls et Â. = 1 p c , ce qui n'est pas déraisonnable. Cependant reste à expliquer l'origine de cette turbulence, ce qui semble présenter des difficultés insurmontables. Ce mécanisme semble par ailleurs inefficace pour le milieu internuage, où les vitesses paraissent peu ou pas supersoniques, et ne peut expliquer son ionisation.

3 . 2 CHAUFFAGE PAR IONISATION. - L'ionisation conduit à un chauffage : en effet, l'électron arraché possède une énergie cinétique suprathermique, qu'il transfère aux ions par collisions élastiques ; ceux-ci transfèrent eux-mêmes leur énergie aux atomes, de la même manière. Cette thermalisation est relativement rapide. Si l'électron a une énergie ,suffisante, il peut produire des ionisations secondaires qui apportent leur contribution; il faut aussi tenir compte du fait que l'excitation des ions ou atomes par collisions électroniques conduit à du rayonnement et diminue l'efficacité du processus.

On peut se demander si la photoionisation des éléments comme C et les métaux peut être une source de chauffage efficace. Une ,estkation due à Field [8] donne un taux de chauffage par unité de volume

ï = 1,l x xn$(T/100 K)-0,7 erg cm-3 s-' On voit aisément en comparant avec le taux de refroi- dissement A de la figure 2 que ce mécanisme ne peut conduire à une température de l'ordre de 70 K que si x

>

0,14, ce qui est exclu pour les nuages. Si les éléments intéressants ont des abondances différentes de la normale, ceci modifie parallèlement A et î et ne change rien au problème.

On peut aussi penser à la photoionisation des grains de poussières. Watson 1191 pense que l'effica- cité pour l'éjection d'un photoélectron sous l'effet d'un photon d'énergie 10-13 eV peut être de l'ordre de 0,1, auquel cas on obtient

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ? C7-57

et ce mécanisme peut fournir assez d'énergie pour des valeurs de n, de l'ordre de 3 à 30 cm-3, à condi- tion toutefois que les éléments qui participent au refroidissement soient quelque peu sous-abondants (ce qui n'est pas exclu car ils peuvent justement se trouver dans les grains). Cependant l'efficacité d'éjec- tion des photoélectrons est extrêmement incertaine et la valeur indiquée est souvent considérée comme trop optimiste. Ce mécanisme, comme le précédent, ne peut guère contribuer au chauffage du milieu internuage et ne peut expliquer les nuages chauds.

Vers 1968, divers théoriciens (Spitzer, Field, etc.. .) ont imaginé un processus prometteur : l'ionisation de l'hydrogène par des rayons X mous (de l'ordre de 0,03 à 0,l keV) ou par des particules cosmiques de basse énergie (quelques MeV). L'ennui avec ces processus est qu'il n'existe - et ne peut exister -

aucune observation des agents ionisants : la matière interstellaire est complètement opaque aux rayons X d'énergie

<

0,l keV, et ce que nous observons au- dessus de 0,l keV est insuffisant pour ioniser et chauffer les nuages; de même, nous ne savons rien sur le -rayonnement cosmique d'énergie < 100 MeV, qui ne nous parvient pas en raison de l'effet du vent solaire. Pour produire le chauffage requis des nuages, il faut que l'un ou l'autre mécanisme produise un taux d'ionisation primaire de quelque 10-l6 à IO-'' s-'/at. d'hydrogène [3]. Ceci conduit dans les nuages à une ionisation appréciable de l'hydrogène,

( x

>

qui paraît quelque peu (mais pas abso- lument) contredite par l'observation. En outre, les rayons X mous ne peuvent pénétrer profond à l'inté- rieur des nuàges ; les rayons cosmiques peuvent sans doute mieux pénétrer, mais C. Cesarsky [4] a montré que leur propagation s'accompagne d'une instabilité qui la limite à des courtes distances, ce qui nécessite des sources nombreuses dont la nature n'est pas connue. Les rayons X mous ou les rayons cosmiques paraissent expliquer facilement les propriétés du milieu internuage, et il suffit de

i

=

10-16 s-' dans les deux cas. cependant on a cru que les observations de Copernicus permettraient de réfuter l'existence de ces mécanismes : en effet, ils prédisent la formation d'une quantité importante d'ions doublement ionisés comme Si++ ou Nf + dans le milieu internuage, alors

que ces ions ne sont observés qu'en très petites quan- tités ; des études récentes ([12], [5]) permettent cepen- dant de penser que ces ions disparaissent par suite de réactions d'échange de charge comme

interstellaire à partir d'atomes H ; cette réaction est fortement exothermique et peut conduire à l'éjection de la molécule avec une énergie cinétique résiduelle de l'ordre de 2,2 eV. La photodissociation de H, fournit aussi de l'énergie sous la forme d'énergie cinétique des atomes H résultants. On peut montrer que ce mécanisme peut jouer un rôle important seule- ment si la densité est assez grande (plus de 100 parti- cules cmw3).

En résumé, malgré les efforts faits par les théori- ciens et l'accumulation récente d'une très grande quantité d'observations, on ne sait pas encore vrai- ment comment sont chauffés les nuages interstellaires ; en ce qui concerne le milieu internuage, le problème semble plus facile et une quantité modeste de rayons X mous, peut être dus à un grand nombre d'étoiles peu lumineuses mais très chaudes telles que celles qui ont été découvertes par le satellite européen TD 1, pour- rait rendre compte de l'observation à condition que les mécanismes d'échange de charge permettent de détruire les ions fortement ionisés soient efficaces [5]. Ces difficultés ont conduit à imaginer des modèles

non stationnaires du milieu interstellaire oii l'on sup- pose que ce milieu est périodiquement complètement ionisé et porté à température élevée par yn rayonne- ment UV ou X résultant d'explosions de supernovae. Ces modèles [6] ont beaucoup d'aspects séduisants, encore que l'existence d'une grande énergie ionisante des supernovae soit aussi hypothétique que celle des rayons X mous ou rayons cosmiques de basse énergie. Les nuages sont dans ces modèles le résultat d'insta- bilités thermiques, et l'absence d'ions interstellaires fortement ionisés est une conséquence naturelle de la relative rapidité avec laquelle ils se combinent. Néan- moins il paraît difficile dans ces modèles d'expliquer l'existence d'un gaz à la fois neutre et chaud comme observé dans le milieu internuage, et le degré d'ioni- sation des nuages est trop élevé : ceci provient de ce que le refroidissement est plus rapide que la recombi- naison.

4. Formation des nuages et instabilités thermiques. -

Dans ce qui suit, je supposerai que le milieu inter- stellaire est soumis en plus de la lumière stellaire à un flux stationnaire de rayons cosmiques de basse énergie ou de rayons X mous suffisant pour ioniser et chauffer le milieu internuage et qui pourrait chauffer les nuages à des températures modestes (on ne comprend pas dans les modèles qui précèdent comment des nuages peKvent être chauffés à plusieurs centaines Si++

+

H + Si+

+

H+ [12], [5] ; de degrés, iais'nous verrons tout à l'heure une solu- tion possible à ce problème). On suppose aussi l'état si cela est vrai, les mécanismes de chauffage par X stationnaire ou quasi stationnaire. Il est possible mous ou par rayons cosmiques restent possibles. alors, en se donnant la composition du gaz inter- stellaire et en particulier l'abondance des-éléments 3.3 CHAUFFAGE CONSÉCUTIF A LA FORMATION ET LA

qui participent efficacement au refroidissement (C, O,

DESTRUCTION DE H,. - Un dernier type de méca-

Si et Fe surtout) de résoudre simultanément l'équation nisme susceptible de chauffer les nuages (mais pas le

d'équilibre thermi<ue milieu internuage) est relatif à la chimie interstellaire.

C7-58 J. LEQUEUX

et les équations d'équilibre d'ionisation des différentes espèces; on suppose l'état stationnaire. Ceci a été fait par exemple par Field et al. [IO] ou Bergeron et Souffrin [3]. On parvient ainsi à construire une équa- tion d'état du milieu interstellaire, qui donne la pression en fonction de la densité et dont un exemple est indiqué figure 3. Pour la pression

qui semble exister à la fois dans les nuages et le milieu internuage (l), 3 valeurs de la densité sont possibles

correspondant à 3 phases. L'une a une densité grande et une faible température, et correspond aux nuages, l'autre avec une faible densittt et une forte tempéra- ture, correspond au milieu internuage. La 3e phàse intermédiaire est instable comme il est expliqué dans la légende de figure 3, et n'est pas observée. L'exis- tence de 2 phases, conformément aux observations, est le grand succès du modèle de chauffage, et il est intéressant d'en explorer quelques conséquences.

Si l'on suit une parcelle de gaz dans la galaxie, la théorie des ondes de densité qui rend compte de la structure spirale des galaxies prévoit que cette parcelle est périodiquement comprimée lorsqu'elle traverse un

P R E S S I O N I n X T ) R E F R O l D l S S E M E N T E Q U I L I B R E - - - - - - - - + - - - C H A U F F A C E

oe

< 0

FIG. 3. - Equation d'état du gaz interstellaire chauffé-par rayons

cosmiques de basse énergie ou rayons X mous. La courbe donnant la pression en fonction de la densité est indiquée schématiquement; elle correspond à l'équilibre thermique (!2 = A -

r

= O). Elle définit 3 phases : la phase internuage DF pratiquement isotherme à IO4 K, une phase instable PB et une phase nuage BH froide. Au-dessus de la courbe,.les pertes d'énergie l'emportent sur les gains et le point caractéristique de la matière interstellaire se déplace vers la droite, ce qui correspond à un refroidissement. En dessous, les gains d'énergie l'emportent et le gaz se réchauffe, le point carac- téristique se déplaçant vers la gauche. On voit ainsi que les phases internuage et nuages sont stables, tandis que la phase FB est instable et ne peut être atteinte à partir des deux autres phases. Des points sur la même horizontale sont en équilibre de pression ; l'on comprime le milieu, le point caractéristique des nuages mbnte sur la branche

BH, et le point caractéristique de la phase internuage monte selon EF jusqu'à F où se produit une transition de phase FG aboutissant à la formation de nuages. Inversement, si I'on diminue la pression, les nuages s'évaporent dans le milieu internuage en suivant le

trajet ABCD.

(') Il est naturel de supposer l'équilibre de pression; le temps que met cet équilibre à se réaliser est donné par le temps que met la vitesse du son a traverser les dimensions caractéristiques de l'objet; pour les nuages, il est de l'ordre de quelques millions d'années, ce qui est relativement court à l'échelle galactique.

bras de spirale (qui est un front d'onde de densité ayant le caractère d'un choc), et est décomprimée loin des bras (Shu et al. [17]). La compression aug- mente la densité des nuages dont le point caractéris- tique se déplace sur la branche AH de la courbe d'équation d'état (Fig. 3). En ce qui concerne le milieu internuage, lorsqu'il atteint le point F l'insta- bilité thermique conduit à la formation rapidé de nuages FG et à I'évolution subséquente GH de ceux-ci.

A l'inverse, la détente qui suit le passage du bras de spirale fait aller le point caractéristique des nuages de A à B, où ils s'évaporent vers le milieu internuage (trajet BC, puis CD). La forme de l'équation d'état permet donc de suivre l'évolution très particulière du milieu interstellaire au murs de ses passages successifs à travers, 'puis entre les bras de spirale.

Comme vient récemment de le montrer B. Laza- reff [15], l'analyse de stabilité thermique faite par Field en 1965 et qui a servi à obtenir les résultats décrits plus haut est insuffisante ; en effet elle suppose que l'équilibre d'ionisation suit instantanément les variations de pression, de température ou de densité, et qu'ainsi le degré d'ionisation x n'intervient pas en tant que paramètre libre. Ceci n'est pas le cas, et il en résulte une conséquence fort intéressante étudiée par Lazareff, qui est l'existence d'une zone d'instabi- lité en bas de la branche nuages de la figure 3, à droite du point B. L'origine de cette instabilité est expliquée figure 4. Une analyse linéaire, puis une analyse non

P R E S S I O N

Z(

n . T . x,

,

r O

D E N S I T E

FIG. 4:- Instabilité pour les nuages peu denses. Cette figure repro- duit la partie de la figure 3 voisine du point B. L'équation d'état de la figure 3 avait été établie en supposant que le degré d'ionisa- tion x s'ajuste instantanément aux variations de la densité n ou de la température T, et correspond à L(n, T, x ) = O oh x est fonction

de n et de T seulement. En fait, il n'en est rien et la situation est plus voisine de celle où le degré d'ionisation x serait invariable vis-à-vis de petites perturbations de n et de T. L'équation d'état autour de l'équilibre serait alors représentée par les courbes

L(n, T, x,) = O, où x, est la valeur de x à l'équilibre. Si la pente de ces courbes est négative, l'équilibre est alors instable (comme sur la branche FB de la fig. 3 et pour la même raison). La partie BM correspond donc dans cette hypothèse à un équilibre instable. La situation réelle est que x est quelque peu fonction de n et de T, et nécessite une étude de stabilité complète, mais le résultat est peu

COMMENT EST CHAUFFÉE \LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ? C7- 59

linéaire à 1 dimension, montrent que les nuages arri- vant dans cette zone à la suite d'une décompression se séparent en de nombreux petits globules froids (dimensions

=

0,l année lumière) immergés dans un milieu chaud et moins dense. Au cours de l'évolution BC, les petits globules s'évaporent lentement dans le milieu chaud que l'on peut assimiler à du milieu

internuage interne au nuage. On vérifie que l'instabi-

lité décrite a bien le temps de se développer avant l'évaporation. Les petits globules sont à peu près inobservables avec les instruments actuels et il y en a beaucoup sur la ligne de visée. Un tel ensemble globules

+

milieu chaud apparaîtra donc aux obser- vateurs en raie 21 cm comme un nuage en ce sens

qu'il donnera un profil simple en émission et en absorption. La comparaison de ces profils permet, nous l'avons dit, de déterminer la moyenne harmo- nique de la température : cette température est une surestimation de celle des globules, et une sous- estimation de celle du milieu chaud. Il s'ensuit que les parties froides des nuages dans cet état sont plus froides que ce que donne l'interprétation naïve habi- tuellement faite des observations en raie 21 cm, ce qui allège considérablement les difficultés que nous avons décrites pour trouver un processus de chauffage efficace pour les nuages. Par ailleurs, les dimensions et la densité de ces nodules froids sont suffisamment faibles pour qu'ils puissent être efficacement chauffés par conduction thermique à partir du milieu chaud où ils sont immergés. E n h cette structure hétérogène peut donner une explication de la différence de largeur entre les profils 21 cm d'émission et d'absorp- tion, le profil d'émission provenant de la somme des contributions des nodules et du milieu chaud (qui a

naturellement une grande dispersion de vitesse) alors que le profil en absorption est dominé par les nodules froids à plus faible dispersion de vitesse. Cette der- nière dispersion de vitesse observée en absorption paraît cependant supersonique, comme nous l'avons remarqué, si l'on considère le nuage comme homo- gène, ce qui pose des problèmes insurmontables en raison de la rapidité de la dissipation de la turbulence supersonique; ce caractère supersonique n'est peut- être en réalité qu'une apparence : l'élargissement peut être dû au mouvement relatif des nodules immergés dans un milieu chaud où la vitesse du son atteint 10 km/s, si bien que ce mouvement relatif n'est pas supersonique. Il est clair que la discussion qui précède, et qui est empruntée à Lazareff [15], est encore en partie hypothétique et qu'une difficile étude hydro- dynamique à 3 dimensions est nécessaire pour comprendre le rôle éventuel du champ magnétique et pour savoir si la plupart des nuages sont en fait une émulsion nodules froids-milieu chaud, ce qui impli- querait la stabilité de cette émulsion pendant 108 ans. Il n'en reste pas moins que la réponse à la question posée par le titre de cette conférence passe peut-être par une telle étude. On comprend maintenant la raison du choix du sujet qui illustre bien comment l'astrophysique est au carrefour de bien des branches de la physique - physique atomique et moléculaire, thermodynamique, hydrodynamique et magnéto- hydrodynamique. Les problèmes posés sont difficiles, et la collaboration de physiciens de spécialités diverses est nécessaire pour les résoudre. En retour, les physi- ciens trouvent dans l'observation astronomique des exemples permettant de tester leurs idées dans des cas où l'expérience de laboratoire est impossible.

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