20.2 : Gaz interstellaire

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Nommez les principaux types de gaz interstellaires
• Expliquez comment nous pouvons observer chaque type
• Décrire la température et les autres propriétés principales de chaque type

Le gaz interstellaire, selon l'endroit où il se trouve, peut être froid de quelques degrés au-dessus du zéro absolu ou d'un million de degrés ou plus. Nous commencerons notre voyage dans le milieu interstellaire en explorant les différentes conditions dans lesquelles nous trouvons du gaz.

Régions d'hydrogène ionisé (H II) : gaz à proximité d'étoiles chaudes

Certaines des photographies astronomiques les plus spectaculaires montrent du gaz interstellaire situé à proximité d'étoiles chaudes (Figure\(\PageIndex{1}\)). La ligne la plus forte dans la région visible du spectre de l'hydrogène est la ligne rouge de la série ¹ de Balmer (comme expliqué dans le chapitre sur le rayonnement et les spectres) ; cette raie d'émission représente la lueur rouge caractéristique des images telles que la figure\(\PageIndex{1}\).

Figure : Nébuleuse d'\(\PageIndex{1}\)Orion. La lueur rouge qui imprègne la grande nébuleuse d'Orion est produite par la première ligne d'hydrogène de la série Balmer. L'émission d'hydrogène indique la présence de jeunes étoiles chaudes à proximité qui ionisent ces nuages de gaz. Lorsque les électrons se recombinent ensuite avec les protons et redescendent sur des orbites à faible énergie, des raies d'émission sont produites. La couleur bleue observée au bord de certains nuages est produite par de petites particules de poussière qui diffusent la lumière des étoiles chaudes. On peut également voir de la poussière se profiler sur le gaz incandescent. (source : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) et équipe du projet Orion Treasury du télescope spatial Hubble)

Les étoiles chaudes sont capables de chauffer le gaz voisin à des températures proches de 10 000 K. Le rayonnement ultraviolet émis par les étoiles ionise également l'hydrogène (rappelez-vous que lors de l'ionisation, l'électron est complètement retiré du proton). Un tel proton détaché ne restera pas indéfiniment seul lorsque des électrons attractifs sont présents ; il capturera un électron libre et redeviendra un hydrogène neutre. Cependant, un tel atome neutre peut alors absorber à nouveau le rayonnement ultraviolet et recommencer le cycle. À un moment typique, la plupart des atomes situés à proximité d'une étoile chaude sont à l'état ionisé.

L'hydrogène étant le principal constituant du gaz interstellaire, on caractérise souvent une région de l'espace selon que son hydrogène est neutre ou ionisé. Un nuage d'hydrogène ionisé est appelé région H II. (Les scientifiques qui travaillent avec les spectres utilisent le chiffre romain I pour indiquer qu'un atome est neutre ; des chiffres romains plus élevés sont utilisés successivement pour chaque stade supérieur d'ionisation. H II fait donc référence à l'hydrogène qui a perdu son électron ; Fe III est du fer auquel il manque deux électrons.)

Les électrons capturés par les noyaux d'hydrogène descendent en cascade à travers les différents niveaux d'énergie des atomes d'hydrogène avant d'atteindre le niveau le plus bas, ou état fondamental. Lors de chaque transition vers le bas, ils abandonnent de l'énergie sous forme de lumière. Le processus de conversion du rayonnement ultraviolet en lumière visible est appelé fluorescence. Le gaz interstellaire contient d'autres éléments que l'hydrogène. Nombre d'entre elles sont également ionisées à proximité d'étoiles chaudes ; elles captent ensuite des électrons et émettent de la lumière, tout comme l'hydrogène, ce qui permet aux astronomes de les observer. Mais en général, la raie d'hydrogène rouge est la plus forte, et c'est pourquoi les régions H II apparaissent rouges.

Une lumière fluorescente sur Terre fonctionne selon les mêmes principes qu'une région fluorescente H II. Lorsque vous allumez le courant, des électrons entrent en collision avec des atomes de vapeur de mercure dans le tube. Le mercure est excité à un état de haute énergie à cause de ces collisions. Lorsque les électrons des atomes de mercure reviennent à des niveaux d'énergie inférieurs, une partie de l'énergie qu'ils émettent se présente sous forme de photons ultraviolets. Ceux-ci, à leur tour, heurtent un écran recouvert de phosphore sur la paroi interne du tube lumineux. Les atomes de l'écran absorbent les photons ultraviolets et émettent de la lumière visible lorsqu'ils descendent en cascade entre les niveaux d'énergie. (La différence est que ces atomes émettent une gamme plus large de couleurs claires, qui se mélangent pour donner la lueur blanche caractéristique des lampes fluorescentes, tandis que les atomes d'hydrogène d'une région H II émettent un ensemble de couleurs plus limité.)

Nuages d'hydrogène neutres

Les étoiles très chaudes nécessaires à la production des régions H II sont rares, et seule une petite fraction de la matière interstellaire est suffisamment proche de ces étoiles chaudes pour être ionisée par celles-ci. La majeure partie du volume du milieu interstellaire est remplie d'hydrogène neutre (non ionisé). Comment s'y prendre pour le rechercher ?

Malheureusement, les atomes d'hydrogène neutres à des températures typiques du gaz dans l'espace interstellaire n'émettent ni n'absorbent de lumière dans la partie visible du spectre. La plupart des autres oligo-éléments mélangés à l'hydrogène interstellaire ne le font pas non plus. Cependant, certains de ces autres éléments peuvent absorber la lumière visible même à des températures interstellaires typiques. Cela signifie que lorsque nous observons une source lumineuse telle qu'une étoile chaude ou une galaxie, nous pouvons parfois voir des raies supplémentaires dans son spectre produites lorsque le gaz interstellaire absorbe de la lumière à des fréquences particulières (voir Figure). Certaines des raies d'absorption interstellaire les plus fortes sont produites par le calcium et le sodium, mais de nombreux autres éléments peuvent également être détectés par des observations suffisamment sensibles (comme indiqué dans Radiation et spectres).

Figure des raies\(\PageIndex{2}\) d'absorption à travers un nuage de poussière interstellaire. Lorsqu'il y a une quantité importante de matière interstellaire froide (gaz contenant un peu de poussière) entre nous et une étoile, nous pouvons voir les raies d'absorption du gaz dans le spectre de l'étoile. On peut distinguer les deux types de lignes parce que, alors que les lignes de l'étoile sont larges, celles qui partent du gaz sont plus étroites.

Les premières preuves de l'absorption par les nuages interstellaires proviennent de l'analyse d'une étoile binaire spectroscopique (voir The Stars : A Celestial Census), publiée en 1904. Alors que la plupart des raies du spectre de ce binaire se déplaçaient alternativement de longueurs d'onde plus longues à des longueurs d'onde plus courtes et inversement, comme on pouvait s'y attendre avec l'effet Doppler pour les étoiles en orbite les unes autour des autres, quelques raies du spectre sont restées fixes en longueur d'onde. Comme les deux étoiles se déplacent selon un système binaire, les lignes qui ne montraient aucun mouvement ont intrigué les astronomes. Les conduites étaient également particulières en ce sens qu'elles étaient beaucoup plus étroites que les autres conduites, ce qui indique que le gaz qui les produisait était à très basse pression. Des travaux ultérieurs ont démontré que ces raies ne se formaient pas du tout dans l'atmosphère de l'étoile, mais plutôt dans un nuage de gaz froid situé entre la Terre et l'étoile binaire.

Bien que ces observations et d'autres observations similaires aient prouvé la présence de gaz interstellaire, elles n'ont pas encore pu détecter l'hydrogène, l'élément le plus courant, en raison de l'absence de caractéristiques spectrales dans la partie visible du spectre. (La lignée d'hydrogène Balmer se trouve dans le domaine visible, mais seuls les atomes d'hydrogène excités la produisent. Dans le milieu interstellaire froid, les atomes d'hydrogène sont tous à l'état fondamental et aucun électron ne se trouve aux niveaux d'énergie supérieurs requis pour produire des raies d'émission ou d'absorption dans la série Balmer.) La détection directe de l'hydrogène a dû attendre la mise au point de télescopes capables de détecter les changements d'énergie à très faible énergie des atomes d'hydrogène dans d'autres parties du spectre. Les premières observations de ce type ont été effectuées à l'aide de radiotélescopes, et l'émission et l'absorption radio par l'hydrogène interstellaire restent l'un de nos principaux outils pour étudier les grandes quantités d'hydrogène froid présentes dans l'univers à ce jour.

En 1944, alors qu'il était encore étudiant, l'astronome néerlandais Hendrik van de Hulst a prédit que l'hydrogène produirait une raie forte à une longueur d'onde de 21 centimètres. C'est une longueur d'onde assez longue, ce qui implique que l'onde a une fréquence et une énergie si basses qu'elle ne peut pas provenir d'électrons qui sautent entre les niveaux d'énergie (comme nous l'avons vu dans Radiation et spectres). Au lieu de cela, de l'énergie est émise lorsque l'électron fait un retournement, un peu comme un acrobate dans un cirque qui se redresse après s'être tenu debout sur sa tête.

Le retournement fonctionne comme suit : un atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron liés ensemble. Le proton et l'électron agissent comme s'ils tournaient comme des sommets, et les axes de spin des deux sommets peuvent être pointés dans la même direction (alignés) ou dans des directions opposées (antialignés). Si le proton et l'électron tournaient dans des directions opposées, l'atome dans son ensemble aurait une énergie très légèrement inférieure à celle des deux spins alignés (Figure\(\PageIndex{3}\)). Si un atome à faible énergie (spins opposés) acquiert une petite quantité d'énergie, alors les spins du proton et de l'électron peuvent être alignés, laissant l'atome dans un état légèrement excité. Si l'atome perdait ensuite à nouveau la même quantité d'énergie, il retournerait à son état fondamental. La quantité d'énergie impliquée correspond à une onde d'une longueur d'onde de 21 centimètres ; elle est donc connue sous le nom de ligne de 21 centimètres.

Figure\(\PageIndex{3}\) Formation de la ligne de 21 centimètres. Lorsque l'électron d'un atome d'hydrogène se trouve sur l'orbite la plus proche du noyau, le proton et l'électron peuvent tourner soit (a) dans la même direction, soit (b) dans des directions opposées. Lorsque l'électron se retourne, l'atome gagne ou perd un tout petit peu d'énergie en absorbant ou en émettant de l'énergie électromagnétique d'une longueur d'onde de 21 centimètres.

Les atomes d'hydrogène neutres peuvent acquérir de petites quantités d'énergie lors de collisions avec d'autres atomes d'hydrogène ou avec des électrons libres. De telles collisions sont extrêmement rares dans les gaz clairsemés de l'espace interstellaire. Un atome peut attendre des siècles avant qu'une telle rencontre aligne les spins de son proton et de son électron. Néanmoins, pendant des millions d'années, une fraction significative des atomes d'hydrogène est excitée par une collision. (Dans l'espace froid, c'est à peu près autant d'excitation que ce que ressent habituellement un atome.)

Un atome excité peut ensuite perdre son excès d'énergie soit en entrant en collision avec une autre particule, soit en émettant une onde radio d'une longueur d'onde de 21 centimètres. S'il n'y a pas de collision, un atome d'hydrogène excité attendra en moyenne environ 10 millions d'années avant d'émettre un photon et de revenir à son état de plus faible énergie. Même si la probabilité qu'un seul atome émette un photon est faible, il y a tellement d'atomes d'hydrogène dans un nuage de gaz typique que, collectivement, ils produiront une ligne observable à 21 centimètres.

Un équipement suffisamment sensible pour détecter la ligne de 21 cm d'hydrogène neutre a été disponible en 1951. Des astronomes néerlandais avaient construit un instrument pour détecter les ondes de 21 cm qu'ils avaient prédites, mais un incendie l'a détruit. En conséquence, deux physiciens de Harvard, Harold Ewen et Edward Purcell, ont effectué la première détection (Figure\(\PageIndex{4}\)), suivie de confirmations par les Néerlandais et un groupe en Australie. Depuis la détection de la ligne de 21 cm, de nombreuses autres lignes radio produites à la fois par des atomes et des molécules ont été découvertes (comme nous le verrons dans un instant), et elles ont permis aux astronomes de cartographier le gaz neutre dans notre galaxie natale. Les astronomes ont également détecté du gaz interstellaire neutre, y compris de l'hydrogène, à de nombreuses autres longueurs d'onde allant de l'infrarouge à l'ultraviolet.

Figure\(\PageIndex{4}\) Harold Ewen (1922-2015) et Edward Purcell (1912—1997). Nous voyons Harold Ewen en 1952 travailler avec l'antenne cornet (au sommet du laboratoire de physique de Harvard) qui a permis de détecter pour la première fois un rayonnement interstellaire de 21 cm. L'encart montre Edward Purcell, lauréat du prix Nobel de physique 1952, quelques années plus tard.

Les observations radio modernes montrent que la majeure partie de l'hydrogène neutre de notre Galaxie est confinée dans une couche extrêmement plate, de moins de 300 années-lumière d'épaisseur, qui s'étend sur tout le disque de la Voie lactée. Ce gaz a des densités allant d'environ 0,1 à environ 100 atomes par cm3, et il existe dans une large gamme de températures, allant d'environ 100 K (—173 °C) à environ 8 000 K. Ces régions de gaz chaud et froid sont entrecoupées les unes des autres, et la densité et la température à un point particulier de l'espace change constamment.

Gaz interstellaire très chaud

Bien que les températures de 10 000 K observées dans les régions H II puissent sembler chaudes, il ne s'agit pas de la phase la plus chaude du milieu interstellaire. Une partie du gaz interstellaire se trouve à une température d'un million de degrés, même s'il n'y a aucune source de chaleur visible à proximité. La découverte de ce gaz interstellaire très chaud a été une grande surprise. Avant le lancement des observatoires astronomiques dans l'espace, qui pouvaient voir le rayonnement dans les parties ultraviolettes et rayons X du spectre, les astronomes supposaient que la majeure partie de la région située entre les étoiles était remplie d'hydrogène à des températures non plus élevées que celles des régions H II. Mais les télescopes lancés au-dessus de l'atmosphère terrestre ont obtenu des spectres ultraviolets contenant des raies interstellaires produites par des atomes d'oxygène ionisés cinq fois. Pour retirer cinq électrons de leur orbite autour d'un noyau d'oxygène, il faut beaucoup d'énergie. Des observations ultérieures effectuées à l'aide de télescopes à rayons X en orbite ont révélé que la Galaxie est remplie de nombreuses bulles de gaz émettant des rayons X. Pour émettre des rayons X et contenir des atomes d'oxygène ionisés cinq fois, le gaz doit être chauffé à des températures d'un million de degrés ou plus.

Les théoriciens ont maintenant montré que la source d'énergie produisant ces températures remarquables est l'explosion d'étoiles massives en fin de vie (Figure\(\PageIndex{5}\)). Ces explosions, appelées supernovae, seront abordées en détail dans le chapitre sur La mort des étoiles. Pour l'instant, nous allons simplement dire que certaines étoiles, qui approchent de la fin de leur vie, deviennent instables et explosent littéralement. Ces explosions projettent du gaz dans l'espace interstellaire à des vitesses de dizaines de milliers de kilomètres par seconde (jusqu'à environ 30 % de la vitesse de la lumière). Lorsque ce gaz éjecté entre en collision avec du gaz interstellaire, il produit des chocs qui chauffent le gaz à des millions ou des dizaines de millions de degrés.

Figure\(\PageIndex{5}\) Vela Supernova Remnant. Il y a environ 11 000 ans, une étoile mourante de la constellation de Vela a explosé, devenant aussi brillante que la pleine lune dans le ciel de la Terre. Vous pouvez voir les légers filaments arrondis de cette explosion au centre de cette image colorée. Les bords du vestige entrent en collision avec le milieu interstellaire, chauffant le gaz qu'ils traversent jusqu'à des températures de plusieurs millions de K. Les télescopes spatiaux révèlent également une sphère lumineuse de rayons X provenant du reste.

Les astronomes estiment qu'une supernova explose environ tous les 100 ans quelque part dans la Galaxie. En moyenne, les amortisseurs lancés par les supernovae balaient n'importe quel point de la Galaxie environ une fois tous les quelques millions d'années. Ces chocs maintiennent une partie de l'espace interstellaire rempli de gaz à des températures de plusieurs millions de degrés, et ils perturbent continuellement le gaz le plus froid, le maintenant dans un mouvement constant et turbulent.

Nuages moléculaires

Quelques molécules simples présentes dans l'espace, telles que le CN et le CH, ont été découvertes il y a des décennies parce qu'elles produisent des raies d'absorption dans le spectre de lumière visible des étoiles situées derrière elles. Lorsque des équipements plus sophistiqués permettant d'obtenir des spectres dans les longueurs d'onde radio et infrarouge sont devenus disponibles, les astronomes, à leur grande surprise, ont également découvert des molécules beaucoup plus complexes dans les nuages interstellaires.

Tout comme les atomes laissent leurs « empreintes » dans le spectre de la lumière visible, la vibration et la rotation des atomes au sein des molécules peuvent laisser des empreintes spectrales dans les ondes radio et infrarouges. Si nous étalons le rayonnement à des longueurs d'onde aussi longues, nous pouvons détecter des raies d'émission ou d'absorption dans les spectres qui sont caractéristiques de molécules spécifiques. Au fil des ans, des expériences menées dans nos laboratoires nous ont montré les longueurs d'onde exactes associées aux modifications de la rotation et de la vibration de nombreuses molécules communes, nous donnant ainsi un modèle de raies possibles par rapport auquel nous pouvons maintenant comparer nos observations de la matière interstellaire.

La découverte de molécules complexes dans l'espace a été une surprise, car la majeure partie de l'espace interstellaire est remplie de lumière ultraviolette provenant des étoiles, et cette lumière est capable de dissocier les molécules (les diviser en atomes individuels). Rétrospectivement, la présence de molécules n'est toutefois pas surprenante. Comme nous le verrons plus loin dans la section suivante, et comme nous l'avons déjà vu plus haut, l'espace interstellaire contient également d'importantes quantités de poussière capables de bloquer la lumière des étoiles. Lorsque cette poussière s'accumule en un seul endroit, il en résulte un nuage sombre dans lequel la lumière ultraviolette des étoiles est bloquée et les molécules peuvent survivre. Les plus grandes de ces structures sont créées lorsque la gravité attire les gaz interstellaires pour former des nuages moléculaires géants, des structures pouvant atteindre un million de fois la masse du Soleil. Au sein de ceux-ci, la majeure partie de l'hydrogène interstellaire a formé la molécule H ₂ (hydrogène moléculaire). D'autres molécules plus complexes sont également présentes en quantités beaucoup plus faibles.

Les nuages moléculaires géants ont des densités de centaines à des milliers d'atomes par cm ³, bien plus denses que l'espace interstellaire ne l'est en moyenne. Par conséquent, bien qu'ils ne représentent qu'une infime fraction du volume de l'espace interstellaire, ils contiennent une fraction significative (20 à 30 %) de la masse totale du gaz de la Voie lactée. En raison de leur densité élevée, les nuages moléculaires bloquent la lumière ultraviolette des étoiles, principal agent de chauffage de la plupart des gaz interstellaires. Ils ont donc tendance à être extrêmement froids, avec des températures typiques proches de 10 K (−263 °C). Les nuages moléculaires géants sont également les sites de formation de nouvelles étoiles, comme nous le verrons plus loin.

C'est dans ces régions sombres de l'espace, protégées de la lumière des étoiles, que les molécules peuvent se former. Les réactions chimiques qui se produisent à la fois dans le gaz et à la surface des grains de poussière produisent des composés beaucoup plus complexes, dont des centaines ont été identifiés dans l'espace interstellaire. Parmi les plus simples d'entre eux figurent l'eau (\(\ce{H2O}\)), le monoxyde de carbone (\(\ce{CO}\)), produit par les incendies sur Terre, et l'ammoniac (\(\ce{NH3}\)), dont vous reconnaissez l'odeur dans les produits d'entretien ménager puissants. Le monoxyde de carbone est particulièrement abondant dans l'espace interstellaire et constitue le principal outil utilisé par les astronomes pour étudier les nuages moléculaires géants. Malheureusement, la molécule la plus abondante est particulièrement difficile à observer directement car\(\ce{H2}\), dans la plupart des nuages moléculaires géants, elle fait trop froid pour émettre, même aux longueurs d'onde radio. \(\ce{CO}\), qui a tendance à être présent partout\(\ce{H2}\), est un bien meilleur émetteur et est souvent utilisé par les astronomes pour tracer l'hydrogène moléculaire.

Les molécules les plus complexes que les astronomes ont découvertes sont principalement des combinaisons d'atomes d'hydrogène, d'oxygène, de carbone, d'azote et de soufre. Nombre de ces molécules sont organiques (celles qui contiennent du carbone et sont associées à la chimie du carbone de la vie sur Terre). Ils comprennent le formaldéhyde (utilisé pour préserver les tissus vivants), l'alcool (voir l'encadré sur Cocktails in Space ci-dessous) et l'antigel.

En 1996, des astronomes ont découvert de l'acide acétique (l'ingrédient principal du vinaigre) dans un nuage situé en direction de la constellation du Sagittaire. Pour équilibrer l'acide et le sucré, un sucre simple (glycolaldéhyde) a également été trouvé. Les composés les plus importants jamais découverts dans l'espace interstellaire sont les fullerènes, des molécules dans lesquelles 60 ou 70 atomes de carbone sont disposés en cage (voir Figure\(\PageIndex{6}\)). Voir le tableau\(\PageIndex{1}\) ci-dessous pour une liste de quelques-unes des molécules interstellaires les plus intéressantes qui ont été découvertes jusqu'à présent.

Figure\(\PageIndex{6}\) Fullerène C60 : Cette perspective tridimensionnelle montre la disposition caractéristique en cage des 60 atomes de carbone d'une molécule de fullerène C60. Le Fullerene C60 est également connu sous le nom de « buckyball » ou de son nom complet, buckminsterfullerene, en raison de sa similitude avec les dômes architecturaux à multiples faces conçus par l'inventeur américain R. Buckminster Fuller.

Tableau\(\PageIndex{1}\) : Quelques molécules interstellaires intéressantes

Nom	Formule chimique	Utilisation sur Terre
ammoniaque	\(\ce{NH3}\)	Nettoyants ménagers
Formaldéhyde	\(\ce{H2CO}\)	Liquide d'embaumement
Acétylène	\(\ce{HC2H}\)	Combustible pour torche de soudage
Acide acétique	\(\ce{C2H2O4}\)	L'essence du vinaigre
Alcool éthylique	\(\ce{CH3CH2OH}\)	fêtes de fin de semestre
Éthylène glycol	\(\ce{HOCH2CH2OH}\)	Ingrédient antigel
Benzène	\(\ce{C6H6}\)	Anneau en carbone, ingrédient dans les vernis et les teintures

Les nuages interstellaires froids contiennent également du cyanoacétylène (\(\ce{HC3N}\)) et de l'acétaldéhyde (\(\ce{CH3CHO}\)), généralement considérés comme des points de départ pour la formation d'acides aminés. Ce sont des éléments constitutifs des protéines, qui font partie des substances chimiques fondamentales à partir desquelles les organismes vivants sur Terre sont construits. La présence de ces molécules organiques ne signifie pas que la vie existe dans l'espace, mais elle montre que les éléments chimiques constitutifs de la vie peuvent se former dans un large éventail de conditions dans l'univers. À mesure que nous en apprenons davantage sur la façon dont les molécules complexes sont produites dans les nuages interstellaires, nous acquérons une meilleure compréhension des types de processus qui ont précédé les débuts de la vie sur Terre il y a des milliards d'années.

Vous souhaitez en savoir plus sur les fullerènes, les buckyballs ou les buckminsterfullerènes (comme on les appelle) ? Regardez une courte vidéo du Jet Propulsion Laboratory de la NASA qui explique ce qu'ils sont et illustre comment ils ont été découverts dans l'espace.

COCKTAILS DANS L'ESPACE

Parmi les molécules que les astronomes ont identifiées dans les nuages interstellaires figure l'alcool, qui se décline en deux variétés : l'alcool méthylique (ou alcool du bois) et l'alcool éthylique (le type que l'on trouve dans les cocktails). L'alcool éthylique est une molécule assez complexe, écrite par des chimistes sous le nom de\(\ce{C2H5OH}\). Il est assez abondant dans l'espace (relativement parlant). Dans les nuages où elle a été identifiée, nous détectons jusqu'à une molécule pour chaque m ³. Les plus grands nuages (qui peuvent mesurer plusieurs centaines d'années-lumière) contiennent suffisamment d'alcool éthylique pour produire 10 à ²⁸ cinquièmes de liqueur.

Il ne faut toutefois pas craindre que les futurs astronautes interstellaires deviennent des alcooliques interstellaires. Même si un vaisseau spatial était équipé d'un entonnoir géant d'un kilomètre de diamètre et pouvait le faire traverser un tel nuage à la vitesse de la lumière, il faudrait environ mille ans pour recueillir suffisamment d'alcool pour un martini standard.

De plus, ces mêmes nuages contiennent également des molécules d'eau (\(\ce{H2O}\)). Votre scoop les rassemblerait également, et il y en a beaucoup plus parce qu'ils sont plus simples et donc plus faciles à former. Pour le plaisir, un article astronomique a calculé la preuve d'un nuage typique. La preuve est le rapport entre l'alcool et l'eau dans une boisson, où 0 preuve signifie toute l'eau, 100 preuve signifie la moitié de l'alcool et la moitié de l'eau, et 200 preuve signifie tout l'alcool. La preuve de l'existence du nuage interstellaire n'était que de 0,2, ce qui n'est pas suffisant pour être considéré comme une boisson raide

Résumé

Le gaz interstellaire peut être chaud ou froid. Le gaz présent à proximité des étoiles chaudes émet de la lumière par fluorescence, c'est-à-dire que de la lumière est émise lorsqu'un électron est capturé par un ion et descend en cascade jusqu'à des niveaux d'énergie inférieurs. Les nuages rougeoyants (nébuleuses) d'hydrogène ionisé sont appelés régions H II et ont des températures d'environ 10 000 K. La majeure partie de l'hydrogène présent dans l'espace interstellaire n'est pas ionisé et il est préférable de l'étudier par des mesures radio de la ligne de 21 centimètres. Une partie du gaz présent dans l'espace interstellaire se trouve à une température d'un million de degrés, même s'il se trouve loin dans les étoiles chaudes ; ce gaz ultra-chaud est probablement chauffé lorsque du gaz en mouvement rapide éjecté lors d'explosions de supernova balaie l'espace. À certains endroits, la gravité rassemble le gaz interstellaire en nuages géants, à l'intérieur desquels le gaz est protégé de la lumière des étoiles et peut former des molécules ; plus de 200 molécules différentes ont été découvertes dans l'espace, y compris les éléments constitutifs de base des protéines, qui sont essentielles à la vie telle que nous la connaissons ici sur Terre.

Notes

¹ Les scientifiques appellent également cette raie rouge de Balmer la raie H-alpha, alpha signifiant qu'il s'agit de la première raie spectrale de la série Balmer.

Lexique

nuage moléculaire

un grand nuage interstellaire froid et dense ; en raison de sa taille et de sa densité, ce type de nuage peut empêcher le rayonnement ultraviolet d'atteindre son intérieur, où les molécules peuvent se former

Région H II

la région de l'hydrogène ionisé dans l'espace interstellaire