Poudre interstellaire

1987/10/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Dans ce numéro, nous essaierons de consolider un point qui n'a pas été bien amarré dans le précédent. Au moment de parler des arguments de ceux qui défendent que les premiers pas de l'évolution prébiotique qui supposerait la naissance de la vie se sont produits dans l'espace, nous ne tenons pas compte d'une théorie pour expliquer la formation de ces composés. Comme ce processus alternatif de formation de ces composés organiques de base est indispensable pour tenir compte de la théorie susmentionnée, nous allons ensuite essayer de combler ce vide. Dans le même temps, nous présenterons ce travail comme une première approche à un autre sujet que nous développerons plus tard. C'est la quantité de matière noire dans l'Univers et son influence sur l'évolution de l'Univers.

Jusqu'au début de ce siècle les astronomes considéraient que l'art n'était que le néant ou le vide le plus absolu. Les premières preuves de l'existence de la matière interstellaire n'ont pas été atteints jusqu'en 1904, J. Merci au travail de Hartmann. XVIII. Les boues obscures, connues dans le ciel depuis la fin du XXe siècle, étaient considérées comme de véritables creux et ne furent pas considérées comme une conséquence de l'absorption des étoiles et de la lumière propre de la poussière qui peut exister entre nous jusqu'à la troisième décennie de ce siècle.

Avant d'avancer, nous définirons ce que nous entendons par matière interstellaire. Il faut différencier le gaz et la poussière de la première interstellaire. Le gaz est le gaz, en particulier l'hydrogène et l'hélium. Dans des conditions dans l'espace interstellaire, ces gaz ne peuvent pas être condensés (même si la température est seulement de 3K). Cependant, comme déjà indiqué, dans les étoiles il y a d'autres fractions solides formées par d'autres éléments plus lourds qui ont eu lieu à la suite de réactions thermonucléaires: poussière interstellaire. Les composants, en particulier, sont l'oxygène, le carbone, l'azote, le magnésium, le silicium et le fer (avec l'hydrogène qu'ils peuvent ingérer), dans un ordre décroissant d'abondance.

Selon des études menées sur l'étoile dans notre Galaxie, la densité moyenne de la matière interstellaire est d'environ un atome d'hydrogène par centimètres cubes. Mais la distribution n'est pas uniforme, car la matière s'accumule dans les nuages. L'élément le plus abondant dans les nuages est, bien sûr, l'hydrogène. Ils peuvent apparaître principalement de deux façons différentes: formant des molécules aIa dans l'état atomique. Le premier cas est donné lorsque les nuages sont de très faible densité: les nuages diffus. Ainsi, l'émission ultraviolette des étoiles, bien que le processus ne soit pas très efficace, est suffisante pour que l'hydrogène ne forme pas de molécules. Ces nuages sont identifiés par la ligne de 21 cm formant dans le spectre. Au contraire, lorsque les nuages sont plus denses, les rayons ultraviolets sont généralement absorbés à l'extérieur, sans pouvoir passer à l'intérieur.

L'hydrogène est alors maintenu dans un état moléculaire. Contrairement à ce que l'on peut penser, la formation de molécules H ₂ est également peu efficace. Les chocs entre les atomes d'hydrogène présents dans l'espace sont inefficaces, c'est-à-dire ne gaspillent pas suffisamment d'énergie pour surmonter la répulsion électrique qui se produit à l'approche des atomes. Le lien ne se forme que lorsque le choc se produit sur la surface d'une fraction de poussière; (quand un atome de H touche un autre sur la surface de la fraction). La densité de ces nuages ^{moléculaires peut atteindre 10 6} atomes/cm ^3. Par conséquent, beaucoup moins que ce qui peut être obtenu dans les laboratoires terrestres. Même si c'est le cas, nous ne pouvons en aucun cas négliger le rôle que joue cette matière. L'espace interstellaire et les énormes mesures que nous devons travailler sur la recherche de ces nuages compensent la faible densité. D'autre part, la propotion de poussière qui peut avoir un nuage interstellaire typique est de l'ordre de 2% de sa masse.

Nous avons dit plus haut que l'existence de la poussière interstellaire a commencé à être discutée au début du siècle. Jusqu'aux années 4, on ne commença pas à faire des hypothèses sur leur origine: En 1935 B. La fraction de poussière Lindblad a soutenu la matière condensée dans l'espace lui-même et a argué qu'au milieu du siècle H.C. van de Hulst pourrait être glace. Cette hypothèse présentait une difficulté : la faible valeur de la pression interstellaire empêche la condensation des éléments mentionnés ci-dessus, à moins qu'il ne soit sur d'autres fractions préexistantes.

Jusqu'aux années 7, ces fractions de base n'ont pas été trouvées avant qu'elles ne soient confirmées entourées d'une fraction de plusieurs étoiles de silicate. Ces noyaux de silicate se forment à la surface ou dans l'atmosphère des étoiles, puis vont plus loin jusqu'à tomber sous un autre nuage par la pression du rayonnement, en reprenant la température et la pression dans l'espace ouvert. C'est la graine des fractions de la poussière interstellaire et avec elle commence le cycle de vie de la fraction. Sur cette graine se condensent donc les éléments les plus abondants; les cuisses _{(H 2} 0, CH _{4, NH} 3) formées par le mélange d'hydrogène à la surface des fractions (O, _C, N).

Les études spectroscopiques de divers nuages ont donné l'empreinte de la prochaine étape du développement. Face à ce qui était prévu, l'eau pouvait être assez abondante dans de nombreux nuages, en particulier dans les diffuseurs. Dans ce cas, il est également dû aux émissions ultraviolettes. Ceux-ci peuvent briser les molécules nouvellement formées en donnant des radicaux. Ils sont en principe très réactifs et peuvent être assemblés pour former des composés assez complexes dans les premières étapes de l'évolution des fractions de poussière. La figure 1 présente un schéma de ce processus avec la liste des molécules les plus nombreuses qui sont obtenues.

À ce stade, il est intéressant de couper la dispersion de l'évolution pour expliquer l'une des techniques expérimentales qui ont été utilisées pour analyser le cycle.

Laboratoire d'astrophysique de Leiden J. Mai Greenberg et ses compagnons ont réussi à simuler en partie les conditions de l'espace dans une caméra. Ils ont réussi à abaisser la température jusqu'à 10K par un cryostat à hélium liquide. Ils pouvaient abaisser la ^{pression de} 10 à 8 taureaux (dans l'espace peuvent être 10 à ¹⁹ Tor et moins). Grâce à une fenêtre de caméra, le rayonnement ultraviolet est introduit et d'un tube différents mélanges de gaz peuvent être introduits, les bases étant CH ₄ , CO, H ₂ O, _{C0 2} , NH ₃ , N _{2 et 0 2.} Bien sûr, l'échelle de temps est énorme : une heure de rayonnement de laboratoire équivaut à mille heures de rayonnement d'un nuage.

Les expériences effectuées sur le grenier en simulant au mieux les conditions des nuages diffus, en plus de confirmer les étapes décrites jusqu'à présent, ont conduit à d'autres conclusions. D'une part, il est logique de penser que cette phase de faible activité des nuages diffus est la plus longue dans le cycle de la fraction, mais il y a aussi beaucoup de processus qui peuvent chauffer la poussière (par exemple, la formation d'une étoile autour).

Par conséquent, cette possibilité a également été analysée au laboratoire, avec deux types de conclusions. Dans le premier cas, lorsque le nuage se réchauffe très lentement, l'augmentation d'activité entre radicaux est élevée, produisant un résidu que nous appellerons matière jaune. Bien que ses composants ne soient pas encore connus, il est supposé être composé d'une matière organique complexe, la caractéristique la plus importante étant la stabilité, car elle reste jusqu'à 450 K sans s'évaporer. Dans le second cas, le nuage se réchauffe plus vite et alors les réactions entre les radicaux sont beaucoup plus rapides. Ces réactions renforcent le processus énergétique qui libèrent jusqu'à ce que des explosions se produisent, où la température monte jusqu'à 25K.

Encore une fois, nous pouvons suivre le fil de vie des fractions de poussière. Les réchauffements que peuvent subir les nuages sont généralement lents. Ce n'est que lorsque l'étoile doit se produire dans le nuage lui-même que la température peut être augmentée de façon à produire les explosions mentionnées. Ce deuxième cas est une phase ultérieure du cycle et nous verrons plus loin ce qui se passe dans ce cas. En général, on peut donc considérer que le noyau de silicate de la poussière est entouré d'une couche de matière jaune (voir figure 2(a))). Le processus de condensation peut être beaucoup plus facile lorsque le nuage diffuse, pour n'importe quelle raison, atteint une densité suffisante pour devenir un nuage moléculaire. Par conséquent, une nouvelle couche est formée sur la matière jaune, mais maintenant les conditions ne permettent pas que celle-ci se transforme (voir figure 2 (b))).

La nébuleuse du crabe est le résultat d'une supernova. Les novae injectent de grandes quantités de poussière dans l'espace.

La dernière phase se produit lorsque le nuage commence à se contracter pour donner des étoiles. Sur les fractions qui ne feront pas partie de l'étoile, les glaces forment une deuxième couche externe, car les conditions sont plus adéquates en moins de temps qu'avant. Lorsque l'étoile s'allume, les parties les plus proches s'évaporent les couches externes et les autres subissent différents processus d'érosion ou d'érosion. L'une d'elles sont les explosions mentionnées ci-dessus.

Les radicaux et l'augmentation de température qui produit le rayonnement de l'étoile nouveau-née contribuent à la réaction des chaînes et sont la base de l'explosion. Par conséquent, la fraction perd toute la couche externe, restant la matière jaune. Enfin, la poussée du rayonnement ultraviolet éjecte toutes les fractions pour reformer le nuage diffus. Il s'agit alors des conditions décrites au début et les fractions ne stockeront que la matière jaune pour recommencer un nouveau cycle.

Ce sont donc les axes principaux de l'évolution de la poussière interstellaire et de la théorie de la formation de composés organiques complexes qui sont ensuite tombés sur Terre (par exemple, par des comètes).