Un destin d'atome - Synthétisé au coeur d'une étoile, un atome peut, au cours de sa longue existence, se trouver expulsé par le vent stellaire dans le milieu interstellaire, ionisé d'abord, puis neutre après la rencontre avec un électron. Il peut ensuite passer quelque temps dans un nuage diffus, se trouver lié ensuite avec un ou plusieurs autres atomes, formant ainsi une molécule, parmi d'autres au sein d'un nuage moléculaire géant. Il peut, même, si quelque grosse étoile se forme à proximité, comme il s'en forme couramment dans les nuages moléculaires, se voir de nouveau ionisé, au sein d'une nébuleuses brillante, se recombiner en récupérant l'électron perdu, et briller à son tour, avant de retourner à l'anonymat. Toutes ces transformations pourront se reproduire souvent. Il se peut aussi tout cela s'arrête... pour recommencer autrement. Il suffit de la rencontre avec un rayon cosmique. Une particule porteuse d'une énergie capable de briser dans le choc notre atome. Son noyau, en se scindant, donnera alors naissance à deux nouveaux atomes, plus petits, mais susceptibles de s'engager eux aussi dans une existence tout aussi agitée...

Un ciel plombé de cirrus infrarouges... (Document IRAS).

Les cirrus infrarouges - Ces nuages couvrent littéralement la voûte céleste, comme l'a montré dans les années 1980 le satellite IRAS qui a permis de les découvrir. De par leur leurs caractéristiques physiques, ils appartiennent bien à la catégorie des nuages diffus. Ils partagent cependant avec les nuages denses une certaine richesse en poussières. Ce sont d'ailleurs ces dernières, lumineuses dans l'infrarouge, qui expliquent leur nom. Il semble que les cirrus infrarouge correspondent à une étape précoce de cheminement que suivent les atomes expulsées dans l'espace par les étoiles à la fin de leur évolution.

Les nuages à grande vitesse - Un tiers de la voûte céleste est occupé des cohortes par de nuages très subtils se déplaçant à grande vitesse (de l'ordre de 400 km/s!), et qui se détectent par la méthode qui permet classiquement de repérer les masses d'hydrogène neutre interstellaire, c'est-à-dire la raie à 21 cm. Trop rapides pour être en orbite autour de la Galaxie, certains de ces bolides énigmatiques qui s'ébattent, pense-t-on, dans le halo de la Voie lactée pourraient être des trombes de gaz intergalactique s'abattant en chute libre sur notre Galaxie. D'autres nuages à grande vitesse ou HVCs (High velocity clouds), pourraient en revanche avoir été expulsés dans le halo, à partir du disque galactique, par l'effet d'explosions rapprochées de supernovae.

Lorsque le masses de gaz interstellaire sont plus froides encore que ne le sont celles qui composent les nuages diffus, elles peuvent devenir plus denses. La densité peut y dépasser plusieurs milliards de particules par mètre cube. Des molécules peuvent s'y former en beaucoup plus grand nombre. Plus de 120 espèces moléculaires ont déjà été identifiées, parmi lesquelles, comme on peut s'y attendre la molécule la plus largement majoritaire étant celle de hydrogène H₂.
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Avec une température d'une dizaine de degrés au-dessus du zéro absolu, ces nuages sont les objets les plus froids de l'univers. Une bonne part d'entre eux, les nuages moléculaires géants, sont aussi les plus gros objets que l'on puisse rencontrer dans une galaxie.

Les nuages moléculaires géants.
On dénombre typiquement dans une spirale comme la nôtre de mille à deux-mille nuages moléculaires géants. Ces masses ont une forme allongée et peuvent atteindre plusieurs centaines d'années-lumière de long, et renfermer chacun assez de matière première pour former cent mille étoiles comme le Soleil. Le nombre d'étoiles qui se forment, en moyenne, chaque année dans notre Galaxie peut se compter sur les doigts d'une main. Cela signifie donc que ces nuages géants sont économes de leurs richesses. il n'en demeure pas mois que c'est en leur sein que se déroule le processus d'astration. Ce sont les seuls endroits d'une galaxie où la matière est suffisamment pour que le mécanisme de l'effondrement gravitationnel démarre. Il faut juste le "pousse un peu". Et c'est ce qui se produit chaque fois qu'un nuage moléculaire géant traverse la discontinuité du champ gravitationnel global de la galaxie que représente un bras spiral. Le processus de formation stellaire peut également s'engager après la collision de deux nuages moléculaires, ou sous l'effet des chocs provoqués par les explosions des supernovae. Dans tous les cas, nuages moléculaires et sites de formation stellaire vont de pair.

La fin de quelque chose - On le sait, la plupart du temps, les galaxies elliptiques géantes, sont pratiquement dépourvues de gaz. On y trouve, en revanche une population presque exclusive d' étoiles vieilles. Ici, les amours de l'étoile et du nuage, qui font la palpitation d'une galaxie, se sont terminées depuis longtemps. On suppose que le gaz qu'elles renfermaient initialement à été déjà complètement transformé en étoiles, lors des collisions des petites galaxies qui ont servi de matériau de construction à ces grosses galaxies. De fait, une collision de galaxies, c'est d'abord une collision de nuages moléculaires géants, et, partant une flambée de naissances stellaires. Il se peut également que le gaz des galaxies elliptiques ait été en partie perdu dans l'espace intergalactique à la suite des diverses interactions de marées qu'une galaxie subit au cours de son existence.

Les poussières interstellaires sont de minuscules particules solides présentes dans l'espace entre les étoiles, mélangées au gaz qui constitue le milieu interstellaire. Bien qu'elles ne représentent qu'environ 1 % de la masse totale de ce milieu, leur influence sur l'évolution des galaxies, la formation des étoiles et l'apparition des systèmes planétaires est considérable. Leur taille varie généralement de quelques nanomètres à quelques micromètres, ce qui les rend extrêmement petites à l'échelle humaine, mais suffisamment nombreuses pour modifier profondément les propriétés physiques des régions qu'elles occupent.

Ces grains sont principalement constitués de silicates, de carbone sous différentes formes (graphite, carbone amorphe, hydrocarbures aromatiques polycycliques), ainsi que de composés riches en oxygène, magnésium, fer ou silicium. Dans les régions les plus froides, leur surface peut être recouverte de glaces composées d'eau, d'ammoniac, de méthane ou de monoxyde de carbone. La composition exacte dépend des conditions locales et de l'histoire de chaque nuage interstellaire.

L'origine des poussières interstellaires est liée aux dernières phases de l'évolution stellaire. Les étoiles géantes rouges et les étoiles de la branche asymptotique des géantes (Le diagramme HR) expulsent une partie de leur matière dans l'espace sous forme de vents stellaires, où les atomes se condensent progressivement en grains solides. Les explosions de supernovae contribuent également à enrichir le milieu interstellaire en éléments lourds et en particules de poussière. Une fois libérées, ces particules subissent de nombreux processus de transformation : elles peuvent se fragmenter lors de chocs, être détruites par les rayonnements énergétiques ou, au contraire, croître en capturant de nouveaux atomes.

Les poussières interstellaires jouent un rôle essentiel dans l'absorption et la diffusion du rayonnement. Lorsqu'une lumière stellaire traverse un nuage riche en poussières, une partie de cette lumière est absorbée et une autre est diffusée. Ce phénomène provoque l'extinction interstellaire, qui diminue l'éclat apparent des étoiles lointaines. La diffusion est plus efficace pour les courtes longueurs d'onde, ce qui entraîne un rougissement de la lumière observée : les étoiles apparaissent plus rouges qu'elles ne le sont réellement. L'étude de cet effet permet aux astronomes d'estimer la quantité de matière présente entre la source lumineuse et l'observateur.

Après avoir absorbé l'énergie des étoiles, les grains de poussière se réchauffent légèrement et réémettent cette énergie principalement sous forme de rayonnement infrarouge. De nombreuses régions de formation stellaire, invisibles dans le domaine visible à cause de l'opacité des nuages, deviennent ainsi observables grâce aux télescopes infrarouges. Les observations dans ces longueurs d'onde ont révélé l'existence de vastes structures poussiéreuses au sein de notre Galaxie et d'autres galaxies.

La présence des poussières favorise également la chimie interstellaire. Leur surface agit comme un support sur lequel des atomes et des molécules peuvent se rencontrer et réagir. La formation de l'hydrogène moléculaire (H2), molécule la plus abondante de l'univers après l'hydrogène atomique, dépend largement de ces surfaces solides. Des molécules plus complexes peuvent également se former dans les couches de glace qui recouvrent certains grains. Ces processus chimiques sont considérés comme importants dans l'apparition des molécules organiques prébiotiques.

Les poussières contribuent directement à la naissance des étoiles. Dans les nuages moléculaires denses, elles absorbent une partie du rayonnement ambiant et favorisent le refroidissement du gaz. Un gaz plus froid peut se contracter sous l'effet de la gravitation jusqu'à former des protoétoiles. Sans ce mécanisme de refroidissement, la formation stellaire serait beaucoup moins efficace.

Au cours de la formation des systèmes planétaires, les grains de poussière présents dans les disques protoplanétaires s'agglomèrent progressivement. Les collisions entre particules conduisent à la formation de grains plus gros, puis de cailloux, de planétésimaux et finalement de planètes. Les poussières interstellaires constituent donc la matière première à partir de laquelle se sont formées la Terre et les autres corps du Système solaire.

L'existence des poussières interstellaires a été mise en évidence au début du XX^e siècle grâce aux travaux de l'astronome néerlandais Jan Hendrik Oort et surtout de Robert Julius Trumpler. En étudiant les amas d'étoiles, Trumpler remarqua que les étoiles lointaines apparaissaient plus faibles et plus rouges que prévu, ce qui démontrait la présence d'une matière absorbante répartie dans l'espace galactique. Aujourd'hui, les poussières interstellaires sont étudiées à l'aide de nombreux observatoires terrestres et spatiaux. Les télescopes infrarouges, les radiotélescopes et les missions spatiales ont permis de mieux comprendre leur structure et leur distribution. Certaines particules d'origine interstellaire ont même été collectées indirectement dans des météorites primitives et analysées en laboratoire, fournissant des informations précieuses sur les conditions physiques qui régnaient avant la formation du Système solaire.