Étude du gaz interstellaire

Dans le milieu interstellaire, par suite des faibles températures et densités, tous les atomes et molécules sont dans leur niveau d'énergie le plus bas. On ne peut détecter la présence de ces éléments que par l'absorption qu'ils produisent sur des photons qui traversent ce nuage, ces photons étant émis par une étoile située derrière le nuage.

Quelques atomes tels le sodium neutre (NaI) ou bien le calcium ionisé (CaII) ont des raies d'absorptions résultant de transitions à partir du niveau fondamental qui sont observables dans le domaine visible, c'est à dire :

que les fréquences correspondant aux différences d'énergies : E₂ - E₁ = hn ou bien E₃ - E₂ = hn sont celles de rayonnements visibles.

Il est donc possible, à partir d'observatoires terrestres de détecter ces raies d'absorption.
Mais la plupart des autres espèces ont des transitions à partir du niveau fondamental correspondant à des fréquences observables seulement dans l'ultraviolet.
Malheureusement l'hélium, qui est l'élément le plus abondant dans l'Univers mis à part l'hydrogène, a des raies issues du fondamental qui sont situées à des longueurs d'onde supérieures à 91,2 nm, c'est à dire dans une région où la forte absorption continue de l'hydrogène neutre, rend le milieu interstellaire opaque.

Mais, dans les atmosphères des étoiles, on trouve les mêmes atomes que dans le milieu interstellaire. Comment peut-on séparer une raie formée dans le milieu interstellaire de celle formée dans l'atmosphère de l'étoile ?

Les étoiles observées pour faire une telle étude sont nécessairement des étoiles chaudes de façon à ce qu'elles aient un maximum de flux dans l'UV.
Dans le spectre, les raies dues à l'étoile ou au milieu interstellaire sont séparées car ces 2 zones absorbantes qui n'ont aucun lien entre elles n'ont pas les mêmes vitesses, par rapport à l'observateur. Par ailleurs, les raies interstellaires sont beaucoup plus fines que les raies stellaires car le milieu interstellaire est beaucoup moins dense que l'atmosphère de l'étoile et peu de collisions s'y produisent.

La liste des espèces détectés grâce aux observations de raies de résonance dans l'UV est impressionnante :

HI, CI, CII, NI, NII, NIII, OI, MgI, MgII, SiII, SiIII, SiIV, PII, ArI, MnII, FeII, ...

L'analyse des raies de résonance a permis de déterminer l'abondance de ces éléments dans les nuages de matière interstellaire ainsi que la température de ces nuages.

Dans le milieu interstellaire, c'est toujours l'hydrogène qui est l'élément le plus abondant. HI a été détecté grâce à l'observation de la raie Lyman alpha de 121,6 nm. La répartition de la matière interstellaire est très inhomogène. Elle est condensée en nuages situés dans le plan galactique, nuages froids : ~ 100 K de densité 10 à 1000 atomes par cm³.
Ces nuages sont eux-mêmes situés dans un milieu beaucoup moins dense : ~ 0,1 atome par cm³), mais plus chaud puisqu'on y trouve des éléments ionisés. La vitesse de ces nuages est d'environ 20 km.s^-1.

L'existence de ces éléments ionisés dans ce milieu interstellaire très dilué est une énigme : en effet, leur ionisation ne peut pas avoir été produite par des photons énergétiques d'origine stellaire, car leur longueur d'onde compte tenu des ions observés, serait nécessairement inférieure à 91,2 nm ; or de tels photons sont absorbés par l'hydrogène, très abondant dans le milieu interstellaire).

Quelques nuages chauds (10 000 K à 100 000 K) se déplaçant à environ 50 km.s^-1 furent mis en évidence. L'origine du chauffage de ces nuages est encore mal comprise. On pense cependant qu'il s'agirait d'un chauffage par onde de choc résultant d'une explosion de supernovae ou de l'éjection de matière par les étoiles (vent stellaire).

Les poussières interstellaires

Les poussières interstellaires absorbent le rayonnement dans l'ultraviolet en présentant un pic vers 220 nm. Cette forte absorption serait attribuée au graphite. On estime que les poussières qui produisent l'absorption dans l'UV ont de petites dimensions : ~ 5 nm alors que dans le visible ce sont de plus grosses particules qui produisent l'extinction.

L'étude de cette absorption permet de localiser les nuages de poussière dans le plan galactique et de la comparer aux détections des molécules faites en radioastronomie.

Vents stellaires

Les raies observées en UV dans le spectre des étoiles chaudes sont formées dans les régions les plus extrêmes des atmosphères stellaires, qui sont aussi les moins denses.
Des raies présentant des décalages Doppler correspondant à des vitesses de 3000 km.s^-1 furent détectées. A de telles vitesses ces vents emportent de la matière de l'atmosphère de l'étoile vers le milieu interstellaire.
Le flux de perte de masse peut être de l'ordre de : 2 x 10^-27 g par an.
Ces vitesses élevées sont certainement produites par la pression de radiation du rayonnement ultraviolet qui est très intense dans cette étoile. L'existence de ces vents stellaires observés pour des étoiles massives, 30 à 60 fois la masse du Soleil, doit certainement jouer un rôle important sur leur évolution. Mais ils ont également une action sur la matière interstellaire environnante, parce qu'une onde de choc se forme à la frontière des 2 milieux.