20.3 : Poussière cosmique
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire comment détecter la poussière interstellaire
- Comprendre le rôle et l'importance des observations infrarouges dans l'étude de la poussière
- Expliquez les termes extinction et rougeur interstellaire
La figure\(\PageIndex{1}\) montre un exemple saisissant de ce que l'on voit habituellement à l'aide de grands télescopes : une région sombre du ciel qui semble presque vide d'étoiles. Pendant longtemps, les astronomes se sont demandé si ces régions sombres étaient des « tunnels » vides par lesquels nous regardions au-delà des étoiles de la Voie lactée et pénétraient dans l'espace intergalactique, ou des nuages composés d'une matière sombre bloquant la lumière des étoiles situées au-delà. L'astronome William Herschel (découvreur de la planète Uranus) a pensé que c'était la première, faisant remarquer un jour après en avoir vu une : « Voici vraiment un trou dans le paradis ! » Cependant, l'astronome américain E. E. Barnard est généralement reconnu pour avoir démontré, à partir de sa vaste série de photographies de nébuleuses, que cette dernière interprétation est la bonne (voir l'encadré sur la figure\(\PageIndex{1}\)).
Les nuages poussiéreux présents dans l'espace trahissent leur présence de plusieurs manières : en bloquant la lumière des étoiles lointaines, en émettant de l'énergie dans la partie infrarouge du spectre, en réfléchissant la lumière des étoiles voisines et en rendant les étoiles lointaines plus rouges qu'elles ne le sont réellement.
EDWARD EMERSON BARNARD
Né en 1857 à Nashville, dans le Tennessee, deux mois après la mort de son père, Edward Barnard (Figure\(\PageIndex{2}\)) a grandi dans une situation si précaire qu'il a dû abandonner ses études à neuf ans pour subvenir aux besoins de sa mère malade. Il est rapidement devenu l'assistant d'un photographe local, où il a appris à aimer à la fois la photographie et l'astronomie, destinées à devenir les deux passions de sa vie. Il a travaillé comme assistant photographe pendant 17 ans, étudiant seul l'astronomie. En 1883, il a obtenu un emploi d'assistant à l'observatoire universitaire Vanderbilt, ce qui lui a permis de suivre enfin des cours d'astronomie.
Marié en 1881, Barnard a construit pour sa famille une maison qu'il ne pouvait pas se permettre. Mais il se trouve qu'un fabricant de médicaments brevetés a offert un prix de 200 dollars (beaucoup d'argent à l'époque) pour la découverte d'une nouvelle comète. Avec la détermination qui lui était propre, Barnard passait chaque nuit claire à la recherche de comètes. Il en a découvert sept entre 1881 et 1887, gagnant suffisamment d'argent pour payer sa maison ; cette « maison comète » est devenue plus tard une attraction locale. (À la fin de sa vie, Barnard avait découvert 17 comètes grâce à une observation assidue.)
En 1887, Barnard a obtenu un poste au nouvel observatoire Lick, où il a rapidement rencontré le réalisateur Edward Holden, un administrateur fougueux qui a rendu la vie de Barnard misérable. (Pour être honnête, Barnard a rapidement essayé de faire de même pour lui.) Malgré le fait qu'on lui ait refusé le temps nécessaire au télescope pour ses travaux photographiques, Barnard a réussi à découvrir en 1892 la première nouvelle lune découverte autour de Jupiter depuis l'époque de Galilée, un exploit d'observation époustouflant qui lui a valu une renommée mondiale. Maintenant en mesure de demander plus de temps au télescope, il a perfectionné ses techniques photographiques et a rapidement commencé à publier les meilleures images de la Voie lactée prises jusqu'alors. C'est au cours de ce travail qu'il a commencé à examiner les régions sombres parmi les couloirs stellaires bondés de la Galaxie et à se rendre compte qu'il devait s'agir de vastes nuages de matière obscurcissante (plutôt que de « trous » dans la distribution des étoiles).
L'astronome et historien Donald Osterbrock a qualifié Barnard d' « accro à l'observation » : son humeur quotidienne semblait dépendre entièrement de la clarté du ciel pendant sa nuit d'observation. C'était un homme motivé et névrosé, préoccupé par son manque de formation officielle, craignant d'être méprisé et craignant de retomber dans la pauvreté de sa jeunesse. Il avait de la difficulté à prendre des vacances et vivait pour son travail : seule une maladie grave pouvait le dissuader de faire des observations astronomiques.
En 1895, Barnard, qui en avait assez des batailles politiques de Lick, a accepté un emploi à l'observatoire de Yerkes, près de Chicago, où il est resté jusqu'à sa mort en 1923. Il a poursuivi son travail photographique en publiant des compilations de ses images qui sont devenues des atlas photographiques classiques et en étudiant les différentes nébuleuses révélées sur ses photographies. Il a également mesuré la taille et les caractéristiques des planètes, participé à l'observation des éclipses solaires et catalogué avec soin les nébuleuses sombres (voir Figure\(\PageIndex{1}\)). En 1916, il a découvert l'étoile présentant le mouvement propre le plus important, le deuxième système stellaire le plus proche du nôtre (voir Analyse de la lumière des étoiles). Elle est désormais appelée Barnard's Star en son honneur.
Détection de poussière
Le nuage sombre visible sur la figure\(\PageIndex{1}\) bloque la lumière des nombreuses étoiles qui se trouvent derrière lui ; remarquez que les régions des autres parties de la photographie sont bondées d'étoiles. Barnard 68 est un exemple de nuage relativement dense ou de nébuleuse sombre contenant de minuscules grains de poussière solides. Ces nuages opaques sont visibles sur toutes les photographies de la Voie lactée, la galaxie dans laquelle se trouve le Soleil (voir les figures de La Voie lactée). La « faille noire », qui longe dans le sens de la longueur une grande partie de la Voie lactée dans notre ciel et semble la diviser en deux, est produite par un ensemble de nuages obscurcissants de ce type.
Bien que les nuages de poussière soient trop froids pour émettre une quantité mesurable d'énergie dans la partie visible du spectre, ils brillent de mille feux dans l'infrarouge (Figure\(\PageIndex{3}\)). La raison en est que les petits grains de poussière absorbent très efficacement la lumière visible et les rayons ultraviolets. Les grains sont chauffés par le rayonnement absorbé, généralement à des températures comprises entre 10 et environ 500 K, et réémettent cette chaleur aux longueurs d'onde infrarouges.
En raison de leur petite taille et de leurs basses températures, les grains interstellaires rayonnent la majeure partie de leur énergie de l'infrarouge au micro-ondes, avec des longueurs d'onde de plusieurs dizaines à des centaines de microns. L'atmosphère de la Terre étant opaque au rayonnement à ces longueurs d'onde, il est préférable de mesurer les émissions de poussière interstellaire depuis l'espace. Des observations effectuées au-dessus de l'atmosphère de la Terre montrent que des nuages de poussière sont présents dans tout le plan de la Voie lactée (Figure\(\PageIndex{4}\)).
Certains nuages de poussière denses se trouvent à proximité d'étoiles lumineuses et diffusent suffisamment de lumière pour devenir visibles. Un tel nuage de poussière, illuminé par la lumière des étoiles, est appelé nébuleuse de réflexion, car la lumière que nous voyons est la lumière des étoiles réfléchie par les grains de poussière. L'un des exemples les plus connus est la nébulosité autour de chacune des étoiles les plus brillantes de l'amas des Pléiades (voir la vignette du chapitre). Les grains de poussière sont petits et ces petites particules diffusent la lumière aux longueurs d'onde bleues plus efficacement que la lumière aux longueurs d'onde rouges. Une nébuleuse par réflexion apparaît donc généralement plus bleue que son étoile illuminatrice (Figure\(\PageIndex{5}\)).
Le gaz et la poussière se mélangent généralement dans l'espace, bien que les proportions ne soient pas exactement les mêmes partout. La présence de poussière est visible sur de nombreuses photographies de nébuleuses d'émission dans la constellation du Sagittaire, où l'on voit une région H II entourée d'une nébuleuse à réflexion bleue. Le type de nébuleuse qui apparaît le plus brillant dépend du type d'étoiles qui font briller le gaz et la poussière. Les étoiles dont la température est inférieure à environ 25 000 K émettent si peu de rayons ultraviolets d'une longueur d'onde inférieure à 91,2 nanomètres, soit la longueur d'onde requise pour ioniser l'hydrogène, que les nébuleuses de réflexion autour de ces étoiles surpassent les nébuleuses d'émission. Les étoiles dont la température est supérieure à 25 000 K émettent suffisamment d'énergie ultraviolette pour que les nébuleuses d'émission produites autour d'elles surpassent généralement les nébuleuses de réflexion.
Rougeur interstellaire
Les minuscules grains de poussière interstellaires absorbent une partie de la lumière des étoiles qu'ils interceptent. Mais au moins la moitié de la lumière des étoiles qui interagit avec un grain est simplement diffusée, c'est-à-dire qu'elle est redirigée au lieu d'être absorbée. Comme ni la lumière des étoiles absorbée ni celle diffusée ne nous parviennent directement, l'absorption et la diffusion rendent les étoiles plus sombres. Les effets des deux processus sont appelés extinction interstellaire (Figure\(\PageIndex{6}\)).
Les astronomes ont compris pour la première fois l'extinction interstellaire au début des années 1930, comme l'explication d'une observation déroutante. Au début du XXe siècle, des astronomes ont découvert que certaines étoiles apparaissaient rouges alors que leurs raies spectrales indiquent qu'elles doivent être extrêmement chaudes (et donc qu'elles devraient avoir une apparence bleue). La solution à cette apparente contradiction s'est révélée être que la lumière de ces étoiles chaudes est non seulement atténuée mais également rougie par la poussière interstellaire, un phénomène connu sous le nom de rougeur interstellaire.
La poussière n'interagit pas de la même manière avec toutes les couleurs de la lumière. Une grande partie de la lumière violette, bleue et verte de ces étoiles a été diffusée ou absorbée par la poussière, de sorte qu'elle n'atteint pas la Terre. En revanche, une partie de leur lumière orange et rouge, dont les longueurs d'onde sont plus longues, pénètre plus facilement dans la poussière intermédiaire et complète son long voyage dans l'espace pour entrer dans les télescopes terrestres (Figure\(\PageIndex{7}\)). Ainsi, l'étoile paraît plus rouge depuis la Terre qu'elle ne le serait si vous pouviez la voir de près. (À proprement parler, la rougeur n'est pas le terme le plus précis pour désigner ce processus, car aucune couleur rouge n'est ajoutée ; au lieu de cela, les bleus et les couleurs apparentées sont soustraits, il convient donc de l'appeler « débleuage ».) Dans les cas les plus extrêmes, les étoiles peuvent être tellement rougies qu'elles sont totalement indétectables aux longueurs d'onde visibles et ne peuvent être vues qu'en infrarouge ou à des longueurs d'onde plus longues (Figure\(\PageIndex{6}\)).
Nous avons tous vu un exemple de rougeur sur Terre. Le soleil apparaît beaucoup plus rouge au coucher du soleil qu'à midi. Plus le Soleil est bas dans le ciel, plus la trajectoire que sa lumière doit parcourir dans l'atmosphère est longue. Sur cette plus grande distance, il y a plus de chances que la lumière du soleil soit dispersée. Comme la lumière rouge est moins susceptible d'être diffusée que la lumière bleue, le Soleil apparaît de plus en plus rouge à l'approche de l'horizon.
D'ailleurs, c'est la diffusion de la lumière solaire qui donne à notre ciel un aspect bleu, même si les gaz qui composent l'atmosphère de la Terre sont transparents. Lorsque la lumière du soleil entre, elle se diffuse à partir des molécules d'air. La petite taille des molécules signifie que les couleurs bleues se dispersent beaucoup plus efficacement que les verts, les jaunes et les rouges. Ainsi, le bleu de la lumière solaire est dispersé hors du faisceau et dans tout le ciel. En revanche, la lumière du soleil qui arrive à votre œil manque une partie de son bleu, de sorte que le soleil paraît un peu plus jaune, même lorsqu'il est haut dans le ciel, qu'il ne le ferait depuis l'espace.
Le fait que la lumière des étoiles soit rougie par la poussière interstellaire signifie que le rayonnement de grande longueur d'onde est transmis à travers la Galaxie plus efficacement que le rayonnement de courte longueur d'onde. Par conséquent, si nous voulons voir plus loin dans une direction contenant une quantité importante de matière interstellaire, nous devons examiner les grandes longueurs d'onde. Ce simple fait est l'une des motivations du développement de l'astronomie infrarouge. Dans la région infrarouge à 2 microns (2000 nanomètres), par exemple, l'obscurcissement n'est qu'un sixième plus important que dans la région visible (500 nanomètres), et nous pouvons donc étudier des étoiles qui sont plus de deux fois plus éloignées avant que leur lumière ne soit bloquée par la poussière interstellaire. Cette capacité à voir plus loin en observant dans la partie infrarouge du spectre représente un avantage majeur pour les astronomes qui tentent de comprendre la structure de notre Galaxie ou de sonder son centre déroutant mais éloigné (voir La Voie lactée).
Grains interstellaires
Avant d'entrer dans les détails concernant la poussière interstellaire, nous devrions peut-être régler un problème. Pourquoi ne serait-ce pas le gaz interstellaire qui fait rougir les étoiles lointaines et non la poussière ? Nous savons déjà par expérience quotidienne que le gaz atomique ou moléculaire est presque transparent. Pensez à l'atmosphère de la Terre. Malgré sa densité très élevée par rapport à celle du gaz interstellaire, il est tellement transparent qu'il est pratiquement invisible. (Le gaz possède quelques raies spectrales spécifiques, mais celles-ci n'absorbent qu'une infime fraction de la lumière lorsqu'elle passe à travers elle.) La quantité de gaz nécessaire pour produire l'absorption de lumière observée dans l'espace interstellaire devrait être énorme. L'attraction gravitationnelle d'une si grande masse de gaz affecterait les mouvements des étoiles d'une manière facilement détectable. De tels mouvements ne sont pas observés et, par conséquent, l'absorption interstellaire ne peut pas être le résultat de gaz.
Bien que le gaz n'absorbe pas beaucoup de lumière, nous savons par expérience quotidienne que de minuscules particules solides ou liquides peuvent être des absorbeurs très efficaces. La vapeur d'eau dans l'air est assez invisible. Cependant, lorsqu'une partie de cette vapeur se condense en minuscules gouttelettes d'eau, le nuage qui en résulte devient opaque. Les tempêtes de poussière, la fumée et le smog sont des exemples connus de l'efficacité avec laquelle les particules solides absorbent la lumière. Sur la base de tels arguments, les astronomes ont conclu que les particules solides largement dispersées dans l'espace interstellaire devaient être responsables de la diminution observée de la lumière des étoiles. De quoi sont faites ces particules ? Et comment se sont-ils formés ?
Des observations telles que les photos de ce chapitre montrent qu'une grande partie de cette poussière existe ; elle doit donc être principalement composée d'éléments abondants dans l'univers (et dans la matière interstellaire). Après l'hydrogène et l'hélium, les éléments les plus abondants sont l'oxygène, le carbone et l'azote. Ces trois éléments, ainsi que le magnésium, le silicium, le fer et peut-être l'hydrogène lui-même, s'avèrent être les composants les plus importants de la poussière interstellaire.
De nombreuses particules de poussière peuvent être caractérisées comme de la suie (riche en carbone) ou du sable (contenant du silicium et de l'oxygène). Des grains de poussière interstellaire se trouvent dans les météorites et peuvent être identifiés parce que l'abondance de certains isotopes est différente de celle observée dans d'autres matériaux du système solaire. Plusieurs poussières interstellaires différentes ont été identifiées de cette manière en laboratoire, notamment le graphite et les diamants. (Ne vous inquiétez pas, ces diamants ne mesurent qu'un milliardième de mètre et ne constitueraient pas une bague de fiançailles impressionnante !)
Le modèle le plus largement accepté représente les grains avec des noyaux rocheux qui ressemblent soit à de la suie (riche en carbone), soit à du sable (riche en silicates). Dans les nuages sombres où les molécules peuvent se former, ces noyaux sont recouverts de manteaux glacés (Figure\(\PageIndex{7}\)). Les glaces les plus courantes dans les grains sont l'eau (\(\che{H2O}\)), le méthane (\(\che{CH4}\)) et l'ammoniac (\(\che{NH3}\)), toutes construites à partir d'atomes particulièrement abondants dans le domaine des étoiles. Les manteaux de glace, quant à eux, sont le site de certaines réactions chimiques qui produisent des molécules organiques complexes.
Les grains individuels typiques doivent être légèrement plus petits que la longueur d'onde de la lumière visible. Si les grains étaient beaucoup plus petits, ils ne bloqueraient pas efficacement la lumière, comme le montrent la figure\(\PageIndex{5}\) et d'autres images de ce chapitre.
Par contre, si les grains de poussière étaient beaucoup plus grands que la longueur d'onde de la lumière, la lumière des étoiles ne rougirait pas. Des objets beaucoup plus grands que la longueur d'onde de la lumière bloqueraient la lumière bleue et la lumière rouge avec la même efficacité. De cette façon, nous pouvons déduire qu'un grain de poussière interstellaire caractéristique contient 106 à 109 atomes et a un diamètre de 10 à 8 à 10 à 7 mètres (10 à 100 nanomètres). En fait, cela ressemble plus aux particules de matière solide présentes dans la fumée de cigarette qu'aux gros grains de poussière que vous pourriez trouver sous votre bureau lorsque vous êtes trop occupé à étudier l'astronomie pour bien les nettoyer.
Résumé
La poussière interstellaire peut être détectée : (1) lorsqu'elle bloque la lumière des étoiles situées derrière elle, (2) lorsqu'elle diffuse la lumière des étoiles voisines et (3) parce qu'elle rend les étoiles éloignées plus rouges et plus pâles. Ces effets sont respectivement appelés rougeur et extinction interstellaire. La poussière peut également être détectée dans l'infrarouge car elle émet un rayonnement thermique. De la poussière est présente dans tout le plan de la Voie lactée. Les particules de poussière ont à peu près la même taille que la longueur d'onde de la lumière et sont constituées de noyaux rocheux qui ressemblent à de la suie (riches en carbone) ou du sable (silicates) avec des manteaux faits de glace telle que l'eau, l'ammoniac et le méthane.
Lexique
- extinction interstellaire
- l'atténuation ou l'absorption de la lumière par la poussière dans le milieu interstellaire
- rougeur (interstellaire)
- le rougissement de la lumière des étoiles traversant la poussière interstellaire, car la poussière diffuse la lumière bleue plus efficacement que la lumière rouge