COMMENT EST CHAUFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ?

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COMMENT EST CHAUFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ?

J. Lequeux

To cite this version:

J. Lequeux. COMMENT EST CHAUFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ?. Journal de Physique

Colloques, 1975, 36 (C5), pp.C5-193-C5-199. �10.1051/jphyscol:1975549�. �jpa-00216404�

JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque C5, supplément aun°\\, Tome 36, Novembre 1975,page C5-193

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ?

J. LEQUEUX

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

Résumé. — Grâce en particulier à la Radioastronomie et à l'Astronomie Spatiale, notre connais- sance du milieu interstellaire a énormément progressé depuis quelques années. Ce milieu constitue un laboratoire naturel où régnent des conditions très variées et très différentes de celles réalisables sur terre. Afin d'illustrer son intérêt pour le physicien, nous discutons ici un des points les plus intéressants et les plus controversés de l'étude du milieu interstellaire : les mécanismes de chauffage et de refroidissement.

1. Introduction. — L'existence de gaz et de pous- fage du gaz interstellaire qui est un sujet en apparence sières entre les étoiles n'est guère connue que depuis limité, mais en réalité fort complexe et qui touche un siècle, et ce n'est que depuis vingt ans que les pro- divers domaines de la physique. Après une descrip- grès de l'observation, principalement radioastrono- tion de la matière interstellaire, je discuterai les dif- mique, ont permis de réaliser son importance. On férents mécanismes proposés pour ce chauffage, et sait aujourd'hui que 5 % environ de la masse de notre terminerai par une étude des instabilités thermiques Galaxie sont constitués de gaz, mais que certaines du gaz interstellaire,

galaxies comme les Nuages de Magellan peuvent en

contenir 30% ou plus. Il est permis de penser qu'à

2

-

L e s composants du milieu interstellaire. - Le

l'origine des galaxies, l'Univers n'était composé que

m i l i e u

interstellaire se révèle de drverses façons à de gaz (hydrogène et hélium) à partir duquel se sont l'observation télescopique. Ses manifestations les plus progressivement formées les étoiles. Les étoiles per- spectaculaires sont les nébuleuses gazeuses, masses dent continuellement ou sporadiquement de la masse

^{d e}

ê

^{3 2}

ionisées par la lumière ultraviolette des étoiles enrichie en éléments lourds qu'elles ont synthétisés, chaudes qu'elles contiennent et qui sont visibles grâce masse qui retourne au milieu interstellaire dont la

à d e s r a i e s

d'émission, soit résultant des cascades composition chimique se trouve ainsi modifiée. Ces suivant la recombinaison des ions, soit excitées par échanges de matière entre le gaz et les étoiles conti- collisions (ce sont alors le plus souvent des raies nuent aujourd'hui, bien qu'à un rythme plus lent interdites). La Nébuleuse d'Orion, qui est visible à qu'autrefois l '

^{œ u n u}

'

^{e s t}

^

^e

P

m s c o n n

u de ces objets, dont la

Considérée du point de vue du physicien, la matière physique est maintenant assez bien comprise et dont interstellaire présente un intérêt considérable. C'est J

e n e

Parlerai pas davantage. En optique, on voit aussi un milieu très raréfié, soumis à des champs de rayonne-

1 , e f f e t d e s

poussières qui sont intimement mélangées ment très variés, où se produisent des processus diffi-

^{a u}

S

^{3 2}

interstellaire et qui se manifestent soit par la ciles ou impossibles à observer au laboratoire où l'on diffusion de la lumière des étoiles, soit par l'absorption, ne peut reproduire ces conditions. On y observe, par

^{l e}

rougissement et la polarisation de cette lumière, exemple, l'émission de raies interdites. L'observation 2.1

LES NUAGES.

— L'observation spectroscopique de près de 40 molécules interstellaires fait actuellement révèle autre chose : les spectres à haute dispersion naître une nouvelle branche de l'astrophysique : la des étoiles montrent des raies très fines et souvent physico-chimie interstellaire, qui n'a finalement que multiples, distinctes par leur finesse des raies créées peu de points communs avec la physico-chimie de dans l'atmosphère de l'étoile. Ce sont des raies de nos laboratoires. Bien des problèmes ne sont pas résonance d'atomes (Na, K), d'ions (Ca

+

, T i

+

) ou résolus. Parmi ceux-ci, j'ai choisi de traiter du chauf- de molécules (CH, C H

+

, CN) dont la structure indique

Abstract. — Our knowledge of the interstellar medium has been considerably improved in the

recent years, thanks in particular to Radioastronomy and Ultraviolet Space Astronomy. This medium is a natural laboratory where the conditions are various and very different to what can be realised in terrestrial laboratories. To illustrate its interet for physicists we discuss here one of the most interesting but controversial points of interstellar astronomy : the mechanisms for heating and cooling the interstellar medium.

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1975549

C5- 194 J. LEQUEUX

qu'elles sont formées dans des nuages de gaz en partie neutre, qui forment des entités distinctes au sein d'une matière interstellaire visiblement très inhomo- gène. La spectroscopie ultraviolette, notamment grâce au satellite Copernicus, a révélé ces dernières années de très nombreuses raies d'absorption 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 c m 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 permet d'avoir directe- ment accès

à

l'épaisseur optique

source

r = j ^Kdl,

O

K

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

K

cc nH/Tex, donc

z cc (n,/TeJ dl

où n, est la densité d'atomes d'hydrogène et Te, la température d'excitation définie par la relation

:

n, et n, étant les populations des deux niveaux d'éner- gie (niveaux de structure hyperfine) entre lesquels a lieu la transition,

g,

et

g,

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 directe- ment proportionnelle au nombre d'atomes d'hydro- gène sur la ligne de visée

I cc IomnH dl

indépendamment de Tex, du moins si l'épaisseur optique r 4 1. On conçoit qu'en observant un même nuage dans la direction d'une radiosource lointaine et dans une direction voisine, on puisse estimer Te,

à partir de

r et de I; plus précisément on obtient, si le nuage n'est pas uniforme, la moyenne harmonique

niveaux hyperfins de l'atome H sont dominées entiè- rement par les collisions, la durée de vie radiative du niveau supérieur étant extrêmement longue, si bien que Tex

^E T,,

la température cinétique du nuage.

On trouve par cette méthode une température 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 (Lazareff 111). La densité moyenne dans les nuages est de l'ordre de nH

=

1

à

100 atomes. cmv3 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 H, (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 probable- ment, nous le verrons plus loin, une structure inhomo- gène des nuages. La largeur de ces profils est pure- ment Doppler, et la largeur des profils d'émission indiquent des mouvements nettement supersoniques si la vitesse du son correspond

à T,,

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

Un mot pour terminer sur l'ionisation, dont on verra l'importance. Les observations optiques et W de raies d'ions montrent l'existence d'une certaine ionisation qui est celle du carbone et des métaux

:

seuls ces éléments peuvent en effet être ionisés dans les nuages par les photons W stellaires, car leur potentiel d'ionisation est inférieur à celui de l'hydro- gène (13,6 eV) et celui-ci arrête tous les photons d'énergie supérieure. Le degré d'ionisation corres- pondant est

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'ioni- sation (rayons cosmiques, rayons X, etc..

.) et qui ne

sont que très insuffisamment observées. Les tenta- tives de détermination de l'ionisation de l'hydrogène ont donné des résultats controversés, encore que la tendance actuelle soit de penser qu'elle est faible (voir par ex. O'Donnell et Watson 121; Gomez- Gonzalès et Lequeux [3]).

de Te, pondérée par la densité

^-

2 . 2 LE

MILIEU INTERNUAGE. -

L'observation en

raie 21 cm a permis également de découvrir une autre

S b H / ~ e x ) dl composante du milieu interstellaire, qui produit des

profils d'émission larges ne correspondant

à

aucune

(

IlTe,

) =

dl - absorption mesurable devant les radiosources de

continuum (cf. Fig. 1). Lazareff [l] a montré que ce

milieu ne peut être constitué de petits nuages froids

Un exemple d'une telle observation est donné qu'on ne verrait pas en absorption parce que la proba-

figure 1. Son intérêt est que les populations des bilité d'en trouver sur la ligne de visée vers une radio-

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE? C5-195

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

' la direction de la radiosource extragalactique 3C353. Dans la figure ln 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 a 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'obser- vations 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 kmls; 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 [l].

source serait faible. L'absence d'absorption corres- pond donc

à

un milieu chaud, dont on ne possède guère que des limites inférieures de la température, de l'ordre de 1 000 K. La densité moyenne de ce milieu est de l'ordre de 0,15 at .cm-3 et il occupe une plus grande épaisseur que les nuages perpendiculai- rement au plan galactique (Falgarone et Lequeux [4]).

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 impul- sions radio des pulsars montrent en effet que la den- sité électronique moyenne dans le plan galactique est de l'ordre de ne

=

0,03 (Guélin, 1974). Les nuages ni les nébuleuses gazeuses ne peuvent expliquer cette ionisation, qui se réfère très probablement au milieu sinternuage, qui aurait donc un degré d'ionisation moyen n,/n,

=

0,03/0,15 = 0'2. Il est donc néces- saire 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 W de nombreux ions proba- blement situés dans le milieu internuage (Spitzer et Jenkins

[ 5 ] ) ; 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 importante (cf.

par ex. Gomez-Gonzalès et Lequeux 131).

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

(=

106 K) (Jenkins et Meloy 161) qui se manifeste par des raies de 05'. L'un et l'autre milieu ont une physique fort différente de ceux qui précèdent et n'ont probable- ment que peu d'influence sur eux, et je n'en parlerais pas dans ce qui suit.

Le tableau 1 résume les caractéristiques du milieu interstellaire.

Milieu très chaud Milieu internuage Nuages ordinaires Nuages moléculaires

Densité

n (cm- 3,

< 0,Ol 0,15 10 - 1 O00

> 1 O00

Température

T

(KI 3 105 103

-

104 .

20 - 200

< 100

3. Mécanismes de chauffage et de refroidissement. -

Si les mécanismes possibles de chauffage sont nom-

breux et controversés, il n'en est pas de même du

mécanisme de refroidissement, dont je dirai tout de

suite quelques mots. Le refroidissement passe par la

transformation d'énergie cinétique en rayonnement,

via l'excitation collisionnelle de transitions atomiques

(poussières et molécules jouent ici un rôle négligeable).

CS- 196 J. LEQUEUX

fondamental; les collisions les portent, si l'énergie cinétique des particules qui l'effectuent est suffisante, dans un état excité d'ou 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 L 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

:

x

[LHi(T) + xLCi(T)] erg. cm-

^{3 .}

s - '

ni étant la densité d'atomes ou ions de l'espèce consi- dérée i, n, la densité d'hydrogène (sensiblement égale

à

la densité totale), x le degré d'ionisation n,/nH et L,,(T), Lei(T) les efficacités de refroidissement par collisions H-i et e-i. La fonction L(n est! donnée en fonction de T pour différentes valeurs de x (Fig. 2, d'après Dalgarno et Mc Cray

[7]).

Si les éléments intéressants (surtout le carbone ionisé et l'oxygène

à

basse température) sont déficients, le taux de refroi- dissement est diminué d'autant.

3 . 1

CHAUFFAGE

MÉCANIQUE. -

Initialement, on avait envisagé que le chauffage des nuages résultait de leurs collisions, mais ce mécanisme est très insuf- fisant 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 super- soniques qui se dissipent en un temps court

z %

),lu

si 2 est leur dimension caractéristique et v leur vitesse

;

le taux de chauffage par unité de volume est alors

:

(Field [8]) 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 =

u

= 3 km/s et À =

1 pc,

ce

qui n'est pas déraisonnable. Cependant reste

à

expli- quer l'origine de cette turbulence, ce qui semble pré- senter des difficultés insurmontables. Ce mécanisme semble par ailleurs inefficace pour le milieu inter- nuage, où les vitesses paraissent peu ou pas super- soniques, et ne peut expliquer son ionisation.

3 . 2 CHAUFFAGE PAR IONISATION. -

L'ionisation conduit

à

un chauffage

:

en effet, l'électron arraché

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 < 104 K est principalement dû à I'excitation collisionnelle de niveaux métastables de C + , O, Si+ et Fe+. A 104 K, I'augmen- tation de L provient de I'excitation collisionnelle de la raie Lyman z

de l'hydrogène. D'après Dalgarno et Mc Cray [7].

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 relative- ment rapide. Si l'électron a une énergie suffisante, il peut produire des ionisations secondaires qui appor- tent leur contribution

;

il faut aussi tenir compte du fait que I'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 élé- ments comme C et les métaux peut être une source de chauffage efficace. Une estimation due

à

Field

181

donne un taux de chauffage par unité de volume

On voit aisément en comparant avec le taux de refroi-

dissement A de la figure 2 que ce mécanisme ne peut

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ? C5- 197

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 r ^et

ne change rien au problème.

On peut aussi penser à la photoionisation des grains de poussières. Watson [9] pense que l'efficacité 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

r

^z

^(2,5

^à

5) 10-27 nH erg. cmp3. s-' , 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 pro- cessus est qu'il n'existe

-

et ne peut exister

-

aucune observation des agents ionisants

:

la matière inter- stellaire 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 méca- nisme produise un taux d'ionisation primaire C de quelque 10-l6

à

10-l5 s-l par atome d'hydrogène (cf. bar. ex. Bergeron et Souffrin [IO]). Ceci conduit dans les nuages

à

une ionisation appréciable de l'hydro- gène (x > qui paraît quelque peu (mais pas absolument) contredite par l'observation. En outre, les rayons X mous ne peuvent pénétrer profond

à

l'intérieur des nuages

;

les rayons cosmiques peuvent sans doute mieux pénétrer, mais C. Cesarsky [Il] 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 cos- miques paraissent expliquer facilement les propriétés du milieu internuage, et il suffit de 5 = s-' dans les deux cas. Cependant on a cru que les obser- vations de Copernicus permettraient de réfuter l'exis- tence de ces mécanismes

:

en effet, ils prédisent la formation d'une quantité importante d'ions double- ment ionisés comme Si++ ou N + + dans le milieu internuage, alors.que ces ions ne sont observés qu'en

très petites quantités ; des études récentes (Janev [12], Collin-Souffrin [13]) permettent cependant de penser que ces ions disparaissent par suite de réactions d'échange de charge comme Sif

+

+ ^H

⁺

^Si+ + ^{H +}

^:

si cela est vrai, les mécanismes de chauffage par X mous ou par rayons cosmiques restent possibles.

3.3 CHAUFFAGE

CONSÉCUTIF A LA FORMATION ET LA DESTRUCTION DE H2. -

Un dernier type de méca- nisme susceptible de chauffer les nuages (mais pas le milieu internuage), est relatif

à

la chimie inter- stellaire. La molécule H, se forme sur les grains de poussière 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 par- ticules. cm-

3).

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, pourrait rendre compte de l'observation

à

condition que les mécanismes d'échange de charge permettant de détruire les ions fortement ionisés soient efficaces (Collin-SoufTrin [I3]).

Ces difficultés ont conduit

à

imaginer des modèles non stationnaires du milieu interstellaire où l'on sup- pose que ce milieu est périodiquement complètement ionisé et porté

à

température élevée par un rayon- nement UV ou X résultant d'explosions de super- novae. Ces modèles (cf. par ex. Dalgarno et Mc Cray 171) ont beaucoup d'aspects séduisants, encore que l'existence d'une grande énergie ioni- sante 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'instabilités thermiques, et l'absence d'ions inter- stellaires fortement ionisés est une conséquence natu- relle de la relative rapidité avec laquelle ils se combi- nent. Néanmoins il parait 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'ionisation des nuages est trop élevé

:

ceci provient de ce que le refroidissement est plus rapide que la recombinaison.

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

CS-198 J. LEQUEUX

énergie ou de rayons X mous suffisant pour ioniser et chauffer le milieu internuage et qui pourrait chauf- fer les nuages

à

des températures modestes (on ne comprend pas dans les modèles qui précèdent comment des nuages peuvent être chauffés

à

plusieurs centaines de degrés, mais nous verrons tout

à

l'heure une solu- tion possible

à

ce problème). On suppose aussi l'état stationnaire ou quasi stationnaire. Il est possible alors, en se donnant la composition du gaz interstellaire et en particulier l'abondance des éléments qui parti- cipent efficacement au refroidissement (C, O, Si et Fe surtout) de résoudre simultanément l'équation d'équi- libre thermique

r = n - r = o

et les équations d'équilibre d'ionisation des diffé- rentes espèces; on suppose l'état stationnaire. Ceci a été fait par exemple par Field et al. [14] ou Bergeron et Souffrin [IO]. On parvient ainsi

à

'construire une équation 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

nT z

1 500 cm-3 K

qui semble exister à la fois dans les nuages et le milieu internuage

('), 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 densité et une forte tempé- rature, correspond au milieu internuage. La 3e phase intermédiaire est instable comme il est expliqué dans la légende de la 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 par- celle est périodiquement comprimée lorsqu'elle tra- verse un bras de spirale (qui est un front d'onde de densité ayant le caractère d'un choc), et est décom- primée loin des bras (Shu et al. [15]). La compression augmente la densité des nuages dont le point carac- téristique 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 rapide de nuages F G et à l'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 d e suivre l'évolution très particulière du milieu interstellaire au cours de ses passages suc- cessifs

à

travers, puis entre les bras de spirale.

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 (C = A -

r

^{= O). Elle}

définit 3 phases : la phase internuage DF pratiquement isotherme à IO4 K, une phase instable FB 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 com- prime le milieu, le point caractéristique des nuages monte sur la branche BH, et le point caractéristique de la phase internuage monte selon EF jusqu'à F oh se produit une transition de phase FG aboutissant à la formation de nuages. Inversement, si l'on diminue la pression, les nuages s'évaporent dans le milieu internuage en

suivant le trajet ABCD.

Comme vient récemment de le montrer B. Laza- reff [16] l'analyse de stabilité thermique faite par Field [ln et qui a sedi

à

obtenir les résultats décrits plus haut est insuffisante; en effet elle suppose que l'équilibre d'ionisation suit instantanément les varia- tions 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'instabilité 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 linéaire

à

1 dimension, montrent que les nuages arrivant dans cette zone

à la suite d'une décompres-

sion 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 assi- miler

à

du milieu internuage interne au nuage. On vérifie que l'instabilité décrite a bien le temps de se développer avant l'évaporation. Les petits globules sont

à

peu près inobservables avec les instruments

(') Il est naturel de supposer l'équilibre de pression; le temps

actuels et il y en a beaucoup sur la ligne de visée.

que met cet équilibre à se réaliser est donné par le temps que met

un tel ensemble-globules

⁺

milieu apparaîtra

la vitesse du son à traverser les dimensions caractéristiques de

l'objet; pour les nuages, il est de i'ordre de quelques millions

en raie 21 cm -un

d'années, ce qui est relativement court à l'échelle galactique. nuage

en

^Ce

Sens qu'il donnera un profil Simple en

COMMENT EST CHAUFFÉE LA MATIÈRE INTERSTELLAIRE ? c5-199

PRESSION

O?( n.T.xo ) = O

DENSITE 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'ionisation x s'ajuste instantanément aux variations de la densité n ou de la température T, et correspond à L(n, T, x)=O, où x est fonction de n et de T seulement. En fait, il n'en est rien et la situation est plus voisine de celle ob 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,) = 0, où x, est la valeur de x à l'huilibre. Si la pente de ces courbes est négative, l'équilibre est alors instable (comme sur la branche FB

, de la figure 3 et pour la même raison). La partie BM correspond donc dans cette hypothèse a un équilibre instable. La situation réelle est que x est quelque peu fonction den et de T et nécessite une étude de stabilité complète, mais le résultat est peu différent de ce qui

est indiqué ici. D'après B. Lazareff [16].

émission et en absorption. La comparaison de ces profils permet, nous l'avons dit, de déterminer la moyenne harmonique de la température

:

cette tempé- rature est une surestimation de celle des globules, et une sous-estimation de celle du milieu chaud. Il s'en- suit que les parties froides des nuages dans cet état sont plus froides que ce que donne l'interprétation naïve habituellement 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 effica- cement chauffés par conduction thermique

à

partir du milieu chaud où ils sont immergés. Enfin cette structure hetérogène peut donner une explication de la différence de largeur entre les profils 21 cm d'émis- sion et d'absorption, le profil d'émission provenant de la somme des contributions des nodules et du milieu chaud (qui a naturellement une grande disper- sion de vitesse) alors que le profil en absorption est dominé par les nodules froids

à

plus faible dispersion de vitesse. Cette dernière dispersion de vitesse obser- vée en absorption paraît cependant supersonique, comme nous l'avons remarqué, si l'on considère le nuage comme homogène, ce qui pose des problèmes insurmontables en raison de la rapidité de la dissi- pation de la turbulence supersonique; ce caractère supersonique n'est peut-être en réalité qu'une appa- rence

:

l'élargissement peut être dû au mouvement relatif des nodules immergés dans un milieu chaud où la vitesse du son atteint 10 krn/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 [16] est encore en partie hypothétique et qu'une difficile étude hydrodynamique 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 impliquerait la stabilité de cette émulsion pendant 10S 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 carre- four de bien des branches de la physique - physique atomique et moléculaire, thermodynamique, hydro- dynamique et magnétohydrodynamique, Les pro- blèmes posés sont difficiles, et la collaboration de physiciens de spécialités diverses est nécessaire pour les résoudre. En retour, les physiciens 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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