Milieu interstellaire

Le milieu interstellaire se compose de plusieurs phases, selon l'état de la matière (soit ionique, atomique ou moléculaire), sa température (millions de kelvins, milliers de kelvins ou dizaines de kelvins) et sa densité. Ce modèle en trois phases a été développé par Chris McKee et Jerry Ostriker dans un article publié en 1977 et a servi de base aux études menées pendant les 25 années qui ont suivi. Les proportions relatives de ces phases sont encore matière à discussion dans les cercles scientifiques. Le modèle précédemment accepté comportait deux phases[3].

Les pressions thermiques de ces phases sont à peu près en équilibre. Les champs magnétiques et les turbulences sont également des sources de pression dans le milieu, typiquement plus importantes au niveau dynamique que la pression thermique.

Pour toutes les phases, le milieu entre-étoiles est extrêmement ténu[4] par rapport à l'atmosphère terrestre. Dans le premier on constate une densité caractéristique de l'ordre d'un atome d'hydrogène par cm³ [5] alors que, sur Terre, la densité de l'air est typiquement de l'ordre de 2,7 × 10¹⁹ atomes par cm³. Dans les régions froides du milieu interstellaire, les nuages de molécules peuvent atteindre 10⁶ molécules par cm³. Dans les régions chaudes, plus diffuses, où la matière est principalement ionisée, la densité du milieu peut être de 10⁻⁴ ions par cm³. La densité en hydrogène du milieu interstellaire aux limites du système solaire est de 0,127 ± 0,015 cm^-3, d'après une mesure effectuée par la sonde New Horizons[6].

Par masse, 99 % du milieu interstellaire prend une forme de gaz, avec 1 % sous forme de poussière[7]. Parmi ces gaz, 89 % d'atomes sont d'hydrogène, 9 % d'hélium et 2 % d'atomes d'éléments plus lourds (appelés métaux dans le langage astronomique) que ces deux. L'hydrogène et l'hélium sont des produits de la nucléosynthèse primordiale alors que les éléments plus lourds sont le résultat d'enrichissement lors de l'évolution des étoiles. Des molécules sont également observées dans les nuages (lat. nebulae) du milieu interstellaire, les plus abondantes étant H₂ et CO. Ont également été observées OH, H₂O, CN, CS, HCN, H₂CO et des centaines d'autres (en particulier dans la nébuleuse d'Orion). Des molécules encore plus massives sont reportées : C₆₀ (fullerène), des HAP, des acides aminés entre autres.

Caractéristiques du milieu interstellaire par phase[8]

Phase		Densité (atome/cm3)	Température (K)	Masse totale dans la Voie lactée ${\displaystyle M_{\odot }}$
Atomique	froid	≃ 25	≃ 100 K	1,5 × 109
	chaud	≃ 0,25	≃ 8 000 K	1,5 × 109
Moléculaire		> 1 000	< 100 K	109 ?
Ionisé	Région HII	1 – 104	≃ 10 000 K	5 × 107
	Diffus	≃ 0,03	≃ 8 000 K	109
	Chaud	≃ 6 × 10−3	≃ 500 000 K	108 ?

Dans le milieu interstellaire, le gaz et les grains de poussière sont intimement mêlés. Un milieu interstellaire est présent dans toutes les galaxies spirales, spirales barrées et irrégulières. Il est quasiment inexistant dans les galaxies elliptiques et lenticulaires. La poussière interstellaire se présente sous la forme de grains extrêmement fins, dont la taille typique est de l'ordre d'une fraction de micron[9]. La composition chimique des grains de poussière interstellaire est variée : on y trouve du graphite, des silicates, des carbonates, etc. Les poussières interstellaires (ex. : la phase solide) comptent pour environ 1 % de la masse totale de milieu interstellaire.

Les principaux sujets d'étude du milieu interstellaire sont : les nuages moléculaires, les nuages interstellaires, les régions HII, les rémanents de supernova, les nébuleuses planétaires, ainsi que d'autres structures diffuses.

Le milieu interstellaire demeure encore aujourd'hui un sujet de recherche complexe, tant au niveau de la physique que de la chimie qui s'y déroulent. De plus en plus, les études réalisées prennent en compte ces deux aspects pour tenter d'expliquer les abondances des éléments observées dans le milieu interstellaire.