20.E : Entre les étoiles - Du gaz et de la poussière dans l'espace (exercices)

Pour une exploration plus approfondie

Des articles

Goodman, A. « Recycler l'univers ». Sky & Telescope novembre (2000) : 44. Examen de la façon dont l'évolution stellaire, le milieu interstellaire et les supernovae agissent ensemble pour recycler la matière cosmique.

Greenberg, J. « Les secrets de la poussière d'étoile ». Scientific American, décembre (2000) : 70. La composition et le rôle évolutif des particules solides entre les étoiles.

Knapp, G. « Le truc entre les étoiles ». Sky & Telescope May (1995) : 20. Une introduction au milieu interstellaire.

Nadis, S. « À la recherche des molécules de la vie dans l'espace ». Sky & Telescope janvier (2002) : 32. Observations récentes de l'eau dans le milieu interstellaire par des télescopes satellites.

Olinto, A. « Résoudre le mystère des rayons cosmiques ». Astronomie avril (2014) : 30. Qu'est-ce qui les accélère à de telles énergies.

Reynolds, R. « Le gaz entre les étoiles ». Scientific American janvier (2002) : 34. Sur le milieu interstellaire.

Sites Web et applications

Barnard, E. E., Mémoire biographique : www.nasonline.org/publication... ard-edward.pdf.

Cosmicopie : helios.gsfc.nasa.gov/cosmic.html. Le site d'apprentissage de la NASA explique l'histoire et la compréhension moderne des rayons cosmiques.

Déco : https://wipac.wisc.edu/deco. Une application pour smartphone pour transformer votre téléphone en détecteur de rayons cosmiques.

Images de nébuleuses par le télescope spatial Hubble : http://hubblesite.org/gallery/album/nebula/. Cliquez sur l'une des belles images de cette collection et vous êtes redirigé vers une page contenant plus d'informations ; tout en regardant ces images, vous pouvez également parcourir la séquence de diapositives sur la signification des couleurs dans les images Hubble (http://hubblesite.org/gallery/behind...ning_of_color/).

Tutoriel en ligne Interstellar Medium : www-ssg.sr.unh.edu/ism/intro.htm. Introduction non technique au milieu interstellaire (ISM) et à la façon dont nous l'étudions ; par le département d'astronomie de l'université du New Hampshire.

Catalogue Messier des nébuleuses, des amas et des galaxies : http://astropixels.com/messier/messiercat.html. L'astronome Fred Espenak fournit le catalogue complet, avec des informations et des images. (La liste Wikipédia fait quelque chose de similaire : en.wikipedia.org/wiki/List_O... ssier_objects.)

Les nébuleuses : que sont-elles ? : http://www.universetoday.com/61103/what-is-a-nebula/. Brève introduction par Matt Williams.

Vidéos

Barnard 68 : Le trou dans le ciel : https://www.youtube.com/watch?v=8No6I0Uc3No. À propos de ce nuage noir et des nuages sombres dans l'espace interstellaire en général (02:08).

La nébuleuse Horsehead sous un jour nouveau : www.esa.int/SpaceInVideos/VID... a_in_new_light. Visite de la nébuleuse noire sur différentes longueurs d'onde ; pas de narration audio, juste de la musique, mais du matériel explicatif apparaît à l'écran (03:03).

Hubblecast 65 : Une toute nouvelle vision de la nébuleuse de Horsehead : http://www.spacetelescope.org/videos/heic1307a/. Reportage sur les nébuleuses en général et sur la tête de cheval en particulier, avec l'astronome Joe Liske de l'ESO (06:03).

Rougeur interstellaire : https://www.youtube.com/watch?v=H2M80RAQB6k. Vidéo montrant comment fonctionne la rougeur, avec Scott Miller de Penn State ; un peu ringard mais utile (03:45).

Activités de groupe collaboratives

1. Le Soleil est situé dans une région où la densité de matière interstellaire est faible. Supposons qu'il soit plutôt situé dans un nuage dense de 20 années-lumière de diamètre qui réduisait d'un facteur 100 la lumière visible des étoiles situées à l'extérieur de celui-ci. Demandez à votre groupe de discuter de la façon dont cela aurait affecté le développement de la civilisation sur Terre. Par exemple, cela aurait-il posé un problème aux premiers navigateurs ?
2. Les membres de votre groupe devraient regarder les photos de ce chapitre. Quelle est la taille des nébuleuses que vous voyez sur les images ? Y a-t-il des indices dans les images ou dans les légendes ? Les nuages dont ils font partie sont-ils beaucoup plus grands que les nébuleuses que nous pouvons voir ? Pourquoi ? Suggérez des moyens de déterminer la taille des nébuleuses.
3. Comment les membres de votre groupe pensent-ils que les astronomes peuvent estimer les distances de telles nébuleuses dans notre propre galaxie ? (Conseil : regardez les images. Pouvez-vous voir quelque chose entre nous et la nébuleuse dans certains cas ? Passez en revue les distances célestes, si vous avez besoin de vous rappeler les méthodes de mesure des distances.)
4. Le texte suggère qu'un tube d'air s'étendant de la surface de la Terre jusqu'au sommet de l'atmosphère contient plus d'atomes qu'un tube de même diamètre s'étendant du sommet de l'atmosphère à la limite de l'univers observable. Les scientifiques font souvent ce qu'ils appellent des « calculs au fond de l'enveloppe », dans lesquels ils font des approximations très approximatives juste pour voir si des déclarations ou des idées sont vraies. Essayez de faire une telle estimation « rapide et approximative » pour cette déclaration avec votre groupe. Quelles sont les étapes pour comparer le nombre d'atomes contenus dans les deux tubes différents ? De quelles informations avez-vous besoin pour effectuer les approximations ? Tu peux le trouver dans ce texte ? Et cette déclaration est-elle vraie ?
5. Si votre cours d'astronomie a consisté à en apprendre davantage sur le système solaire avant d'aborder ce chapitre, demandez à votre groupe de discuter des domaines dans lesquels les astronomes ont découvert des molécules organiques (les éléments chimiques de base de la vie), en plus des nuages interstellaires. Comment la découverte de telles molécules dans notre propre système solaire pourrait-elle être liée aux molécules présentes dans les nuages dont il est question dans ce chapitre ?
6. Deux étoiles ont toutes deux un aspect rougeâtre sur les télescopes. L'une des étoiles est en fait rouge ; la lumière de l'autre a été rougie par la poussière interstellaire qui se dirigeait vers nous. Demandez à votre groupe de dresser une liste des observations que vous pourriez effectuer pour déterminer quelle étoile est laquelle.
7. On vous a demandé de donner une conférence sur l'astronomie à la classe de collège de votre petit frère et vous décidez de parler de la façon dont la nature recycle le gaz et la poussière. Demandez à votre groupe de discuter des images de ce livre que vous utiliseriez dans votre exposé. Dans quel ordre ? Quelle est la grande idée dont vous aimeriez que les élèves se souviennent à la fin du cours ?
8. Ce chapitre et le suivant (sur La naissance des étoiles) incluent certaines des plus belles images de nébuleuses qui brillent grâce à la lumière produite lorsque la lumière des étoiles interagit avec le gaz et la poussière. Demandez à votre groupe de sélectionner une à quatre de vos nébuleuses préférées et de préparer un rapport à leur sujet à partager avec le reste de la classe. (Incluez des éléments tels que leur emplacement, leur distance, leur taille, la façon dont ils brillent et ce qui se passe à l'intérieur de ceux-ci.)

Questions de révision

1. Identifiez plusieurs nébuleuses sombres sur les photos de ce chapitre. Donnez les numéros des figures des photographies et précisez où se trouvent les nébuleuses sombres.
2. Pourquoi les nébuleuses situées à proximité d'étoiles chaudes ont-elles un aspect rouge ? Pourquoi les nuages de poussière près des étoiles ont-ils généralement une apparence bleue ?
3. Décrire les caractéristiques des différents types de gaz interstellaires (régions HII, nuages d'hydrogène neutre, nuages de gaz ultra-chauds et nuages moléculaires).
4. Préparez un tableau répertoriant les différentes manières de détecter la poussière et le gaz dans l'espace interstellaire.
5. Décrivez comment se forme la ligne d'hydrogène de 21 cm. Pourquoi cette ligne est-elle un outil si important pour comprendre le milieu interstellaire ?
6. Décrivez les propriétés des grains de poussière présents dans l'espace entre les étoiles.
7. Pourquoi est-il difficile de déterminer d'où proviennent les rayons cosmiques ?
8. Quelles sont les causes du rougissement de la lumière des étoiles ? Expliquez comment la couleur rougeâtre du disque solaire au coucher du soleil est causée par le même processus.
9. Pourquoi les molécules, y compris\(\ce{H2}\) les molécules organiques plus complexes, se forment-elles uniquement à l'intérieur de nuages sombres ? Pourquoi ne remplissent-ils pas tout l'espace interstellaire ?
10. Pourquoi ne pouvons-nous pas utiliser des télescopes à lumière visible pour étudier les nuages moléculaires où se forment les étoiles et les planètes ? Pourquoi les radiotélescopes ou infrarouges fonctionnent-ils mieux ?
11. La masse du milieu interstellaire est déterminée par un équilibre entre les sources (qui ajoutent de la masse) et les puits (qui l'éliminent). Dressez un tableau répertoriant les principales sources et les principaux puits, et expliquez brièvement chacun d'eux.
12. D'où vient la poussière interstellaire ? Comment se forme-t-il ?

Questions de réflexion

1. La figure\(20.1.1\) de la section 20.1 montre une lueur rougeâtre autour de l'étoile Antarès, alors que la légende indique qu'il s'agit d'un nuage de poussière. Quelles observations feriez-vous pour déterminer si la lueur rouge est réellement produite par la poussière ou si elle est produite par une région H II ?
2. Si la lueur rouge autour d'Antarctique est effectivement produite par la réflexion de la lumière provenant d'Antarctique par de la poussière, qu'est-ce que son aspect rouge vous indique sur la température probable d'Antarctique ? Recherchez le type spectral d'Antares à l'annexe J. Votre estimation de la température était-elle à peu près correcte ? Dans la plupart des images de ce chapitre, une lueur rouge est associée à l'hydrogène ionisé. Vous attendez-vous à trouver une région H II autour d'Antares ? Expliquez votre réponse.
3. Bien que l'hydrogène neutre soit l'élément le plus abondant de la matière interstellaire, il a d'abord été détecté à l'aide d'un radiotélescope et non d'un télescope à lumière visible Expliquez pourquoi. (L'explication donnée dans Analyzing Starlight pour expliquer que les raies d'hydrogène ne sont pas fortes dans les étoiles à toutes les températures peut être utile.)
4. Les termes H II et H2 se prononcent tous deux « H deux ». Quelle est la différence de sens entre ces deux termes ? Peut-il y avoir un H III ?
5. Supposons que quelqu'un vous ait dit qu'elle avait découvert H II autour de l'étoile Aldebaran. La croiriez-vous ? Pourquoi ou pourquoi pas ?
6. Décrivez le spectre de chacun des éléments suivants :
   1. lumière des étoiles réfléchie par la poussière,
   2. une étoile derrière un gaz interstellaire invisible, et
   3. une nébuleuse d'émission.
7. Selon le texte, une étoile doit être plus chaude qu'environ 25 000 K pour produire une région H II. Les naines blanches les plus chaudes et les étoiles de la séquence principale O ont des températures supérieures à 25 000 K. Quel type d'étoile peut ioniser le plus d'hydrogène ? Pourquoi ?
8. À partir des commentaires du texte sur les types d'étoiles qui produisent des nébuleuses d'émission et sur les types associés aux nébuleuses de réflexion, que pouvez-vous dire sur les températures des étoiles qui produisent le NGC 1999 (Figure\(20.3.5\) de la section 20.3) ?
9. L'un des moyens de calculer la taille et la forme de la Galaxie consiste à estimer la distance qui sépare les étoiles faibles uniquement à partir de leur luminosité apparente observée et à noter la distance à laquelle les étoiles ne sont plus observables. Les premiers astronomes à tenter cette expérience ne savaient pas que la lumière des étoiles était atténuée par la poussière interstellaire. Leurs estimations de la taille de la Galaxie étaient bien trop faibles. Expliquez pourquoi.
10. De nouvelles étoiles se forment dans des régions où la densité de gaz et de poussière est relativement élevée. Supposons que vous souhaitiez rechercher des étoiles récemment formées. Auriez-vous plus de chances de réussir si vous obteniez des observations à des longueurs d'onde visibles ou à des longueurs d'onde infrarouges ? Pourquoi ?
11. En réfléchissant aux sujets abordés dans ce chapitre, voici une analogie avec la Terre. Dans les grandes villes, vous pouvez voir beaucoup plus loin les jours où il n'y a pas de smog. Pourquoi ?
12. Les étoiles se forment dans la Voie lactée à raison d'environ 1 masse solaire par an. À ce rythme, combien de temps faudrait-il pour que tout le gaz interstellaire de la Voie lactée soit transformé en étoiles s'il n'y avait pas de gaz frais provenant de l'extérieur ? Comment cela se compare-t-il à l'âge estimé de l'univers, à 14 milliards d'années ? Qu'en déduisez-vous ?
13. La ligne de 21 cm peut être utilisée non seulement pour découvrir où se trouve l'hydrogène dans le ciel, mais également pour déterminer à quelle vitesse il se déplace vers nous ou s'éloigne de nous. Décrivez comment cela pourrait fonctionner.
14. Des astronomes ont récemment détecté de la lumière émise par une supernova qui a été observée à l'origine en 1572 et qui atteint tout juste la Terre. Cette lumière a été réfléchie par un nuage de poussière ; les astronomes appellent cette lumière réfléchie un « écho lumineux » (tout comme le son réfléchi est appelé écho). Comment pensez-vous que le spectre de l'écho lumineux se compare à celui de la supernova d'origine ?
15. Nous pouvons détecter des émissions de 21 cm provenant d'autres galaxies ainsi que de notre propre galaxie. Cependant, les émissions de 21 cm de notre galaxie remplissent la majeure partie du ciel, donc nous voyons généralement les deux en même temps. Comment distinguer l'émission extragalactique de 21 cm de celle qui se produit dans notre propre Galaxie ? (Indice : les autres galaxies se déplacent généralement par rapport à la Voie lactée.)
16. Nous avons répété à plusieurs reprises que la lumière bleue s'éteint davantage que la lumière rouge, ce qui est vrai pour les longueurs d'onde visibles et plus courtes. Est-ce qu'il en va de même pour les rayons X ? Regardez la figure\(20.6.1\) de la section 20.6. La plus grande quantité de poussière se trouve dans le plan galactique au centre de l'image, et la couleur rouge de l'image correspond à la lumière la plus rouge (énergie la plus faible). D'après ce que vous voyez dans le plan galactique, les rayons X disparaissent-ils davantage lorsque les couleurs sont plus rouges ou plus bleues ? Vous pouvez envisager de comparer la figure\(20.6.1\) de la section 20.6 à la figure\(20.3.6\) de la section 20.3.
17. Supposons qu'au lieu de se trouver à l'intérieur de la bulle locale, le Soleil se trouve au plus profond d'un nuage moléculaire géant. À quoi ressemblerait le ciel nocturne vu de la Terre à différentes longueurs d'onde ?
18. Supposons qu'au lieu d'être à l'intérieur de la bulle locale, le Soleil se trouve dans une région H II. À quoi ressemblerait le ciel nocturne à différentes longueurs d'onde ?

Se débrouiller par vous-même

1. Un nuage moléculaire est environ 1000 fois plus dense que la moyenne du milieu interstellaire. Comparons cette différence de densité à quelque chose de plus familier. L'air a une densité d'environ 1 kg/m ³, donc un objet 1000 fois plus dense que l'air aurait une densité d'environ 1 000 kg/m ³. Comment cela se compare-t-il à la densité typique de l'eau ? De granit ? (Vous pouvez trouver des chiffres pour ces densités sur Internet.) La différence de densité entre un nuage moléculaire et le milieu interstellaire est-elle plus ou moins grande que la différence de densité entre l'air et l'eau ou le granit ?
2. Vous attendez-vous à pouvoir détecter une région H II dans l'émission de rayons X ? Pourquoi ou pourquoi pas ? (Conseil : vous pouvez appliquer la loi de Vienne)
3. Supposons que vous ayez rassemblé une boule de gaz interstellaire de la taille de la Terre (un rayon d'environ 6 000 km). Si ce gaz a une densité de 1 atome d'hydrogène par cm ³, typique du milieu interstellaire, comment sa masse serait-elle comparée à la masse d'une boule de bowling (5 ou 6 kg) ? Et si elle avait la densité typique de la bulle locale, environ 0,01 atome par cm ³ ? Le volume d'une sphère est de\(V = \left( \frac{4}{3} \right) \pi R^3\).
4. À la densité moyenne du milieu interstellaire, 1 atome par cm ³, quel volume de matière faut-il utiliser pour former une étoile ayant la masse du Soleil ? Quel est le rayon d'une sphère de cette taille ? Exprimez votre réponse en années-lumière.
5. Prenons l'exemple d'un grain de sable qui contient 1 mg d'oxygène (une quantité typique pour un grain de sable de taille moyenne, puisque le sable est principalement présent\(\che{SiO2}\)). Combien d'atomes d'oxygène contient le grain ? Quel est le rayon de la sphère sur laquelle vous devriez les étaler si vous voulez qu'elles aient la même densité que le milieu interstellaire, soit environ 1 atome par cm ³ ? Vous pouvez rechercher la masse d'un atome d'oxygène.
6. Les régions H II ne peuvent exister que s'il existe une étoile proche suffisamment chaude pour ioniser l'hydrogène. L'hydrogène n'est ionisé que par un rayonnement dont la longueur d'onde est inférieure à 91,2 nm. Quelle est la température d'une étoile qui émet son énergie maximale à 91,2 nm ? (Utilisez la loi de Wien tirée de Radiation and Spectra.) Sur la base de ce résultat, quels sont les types spectraux de ces étoiles susceptibles de fournir suffisamment d'énergie pour produire des régions H II ?
7. Dans le texte, nous disons que l'oxygène ionisé (OVI) cinq fois présent dans le gaz chaud doit avoir été produit par des chocs de supernova qui ont chauffé le gaz à des millions de degrés, et non par la lumière des étoiles, comme le H II est produit. La production d'OVI par la lumière nécessite des longueurs d'onde inférieures à 10,9 nm. Les étoiles les plus chaudes observées ont des températures de surface d'environ 50 000 K. Pourraient-elles produire de l'OVI ?
8. La poussière a été découverte à l'origine parce que les étoiles de certains amas semblaient plus pâles que prévu. Supposons qu'une étoile se trouve derrière un nuage de poussière qui réduit sa luminosité d'un facteur 100. Supposons que vous ne réalisiez pas qu'il y a de la poussière. Dans quelle mesure votre estimation de distance comportera-t-elle une erreur ? Pouvez-vous imaginer des mesures que vous pourriez prendre pour détecter la poussière ?
9. Comment la densité à l'intérieur d'un nuage froid (\(T\)= 10 K) se comparerait-elle à la densité du gaz interstellaire ultra-chaud (\(T\)= 106 K) s'ils étaient en équilibre de pression ? (Il faut un gros nuage pour protéger son intérieur du chauffage afin qu'il puisse être à une température aussi basse.) (Conseil : en équilibre de pression, les deux régions doivent être\(nT\) égales, où\(n\) sont le nombre de particules par unité de volume et\(T\) la température.) Quelle région est, selon vous, la plus propice à la création de nouvelles stars ? Pourquoi ?
10. Le texte indique que le duvet local, qui entoure le Soleil, a une température de 7500 K et une densité de 0,1 atome par cm ³. Le Local Fluff est incorporé dans un gaz chaud à une température de 106 K et à une densité d'environ 0,01 atome par cm ³. Sont-ils en équilibre ? (Conseil : en équilibre de pression, les deux régions doivent être\(nT\) égales, où\(n\) sont le nombre de particules par unité de volume et\(T\) la température.) Qu'adviendra-t-il du Local Fluff ?