N°57- LES ÉTOILES et le MILIEU INTERSTELLAIRE. Cours + exercices corrigés
Richard Monier - Ellipses - 06/06 - 500 pages - Licence-Master 1 & 2.

RÉSUMÉ : Ouvrage destiné essentiellement au milieu universitaire et dont l’objectif est d’appliquer des lois physiques à la réalisation de modèles stellaires et interstellaires dont les interactions conditionnent la dynamique de l’Univers.

MOTS CLÉ : Luminosité, pression, énergie, spectrométrie, supernovae, grains….

L’AUTEUR : Richard Monier est astronome-adjoint à l’observatoire de Strasbourg en mission à l’Université Montpellier II. (groupe de recherche Astrophysique).

Vaste ouvrage dédié à l’astrophysique et où les équations de la physique se veulent d’établir des modélisations sur deux systèmes en interaction : les étoiles et le milieu interstellaire. Situées aux deux extrémités de la chaîne les étoiles, d’abord résultat de la condensation du milieu interstellaire, ensuite usine à noyaux lourds à partir desquels de nouvelles étoiles se forment, conditionnent ainsi l’histoire de notre univers. L’auteur nous informe dans sa préface qu’il a

« favorisé le développement de démonstrations analytiques, même si elles sont approximatives et pas toujours rigoureuses, …plus instructives que la discussions de simulations numériques sophistiquées ».

Et même si nous savons avec Galilée « que le grand livre de la nature est écrit en langage mathématique », nous ferons le choix de ne pas entrer dans les incandescences de chacune de ces démonstrations dont le niveau est celui des L3, M1 et M2….

La première partie de l’ouvrage (p.0 à 296) cause des étoiles. Les conditions physiques à l’intérieur (ch.2) conduit à une équation d’état où la pression exercée par les particules du gaz est reliée à la température, à la densité et à la composition chimique. En général cette équation est celle d’un gaz parfait, l’étoile évoluant sur la séquence principale (S.P) du diagramme Hertzsprung-Russell (H.R). Mais d’autres formes d’équations, intégrant d’autres paramètres, complètent les modèles et conduisent à l’équation d’équilibre hydrostatique, à l’équation de conservation de la masse et au théorème de Viriel d’un mélange de matière et de rayonnement autogravitant. On peut ainsi estimer les conditions physiques et l’état thermodynamique des intérieurs stellaires. A partir des réactions nucléaires, source centrale d’énergie stellaire (ch.3), l’auteur analyse les processus radiatif, convectif et conductif de transfert du rayonnement dans les intérieurs. Cinq équations, où l’opacité du gaz joue un rôle essentiel, permettent de construire des modèles simples d’étoiles à l’équilibre.

La photosphère, interface étoile/milieu interstellaire, est la partie directement accessible de l’étoile, l’essentiel des informations étant contenu dans son spectre thermique continu, auquel se superposent des raies d’absorption (ch.4). Le flux théorique observé conduit à aménager les paramètres température, pression, gravité, vitesse de rotation, composition chimique, avec la profondeur, et à proposer un modèle cohérent pour la photosphère. Chromosphère et couronne avec leurs raies d’émission posent d’autres types de problèmes !

Les équations de conservation de l’énergie associées aux modifications de la composition chimique permettent de contrôler l’évolution des étoiles (ch.5). Certains paramètres physiques tels masse M, rayon R, luminosité L et température T, assurent le lien avec les observations, où notre Soleil reste au centre de cet univers, en tant qu’étalon dans les mesures ! La non linéarité des équations impose à passer outre leur résolution analytique et conduit à des « codes de modélisation complexes » permettant de suivre le destin de l’étoile sur le chemin de la S.P, dans le diagramme H.R. Sont bien sûr évoquées aussi, dans le cadre des relations entre L, R et T, ces étoiles aux propriétés si particulières telles les naines blanches, les géantes et super géantes rouges, mais aussi les divers types de variables (pulsantes, rotationnelles, éruptives, cataclysmiques.. ), les novae et supernovae (S.N) I et II, dont certaines de leurs propriétés conduisent à des conséquences remarquables quant à la mesure de notre univers et à son expansion. Les céphéides ont permis à Henrietta Leavitt (1912) de découvrir une intéressante relation Période/ Luminosité, utilisée comme indicateur primaire de distance. De même, les SN du type Ia, les plus brillantes, résultat de l’explosion d’une naine blanche accrétant probablement la matière de sa voisine très proche, du fait de leurs courbes de lumière et de leurs réponses spectrales similaires, sont aussi indicateurs de distance à plus grande échelle. Est-ce volontaire si l’auteur passe sous silence leur rôle, récemment mis en lumière, dans l’évolution de l’univers et le caractère accéléré de son expansion ?

La seconde partie de l’ouvrage (297 à 486) traite des nuages de poussières, gaz et molécules, constituant le milieu interstellaire (M.I.S). Animés de mouvements à grande échelle, suite aux vents stellaires et ondes de chocs générées par les explosions de SN, il ne constitue que 5% de la masse des étoiles, elles mêmes ne représentant que 10% de la masse totale de la galaxie (matière noire ?). L’hydrogène atomique (froid et tiède), ionisé (chaud et très chaud des régions HII), ou moléculaire constitue l’une de ses composantes (70%). Contrairement aux étoiles le M.I.S n’est pas en équilibre thermodynamique, et la description de son état impose des équilibrages entre différents processus. L’étude des poussières interstellaires (ch.8), de l’interaction grains-rayonnement (diffusion et polarisation) ainsi que l’émission (les missions ?) thermique des grains, conduit au modèle de Mie. L’origine, la formation, la nature (à partir des raies IR et bandes d’absorption diffuses), et la destruction des poussières sont aussi discutées. On enchaîne avec la physique du gaz interstellaire (ch.9), peu dense ou diffus à partir de la raie de l’hydrogène à 21cm, avec ses deux composantes atomiques, froide (CNM) et tiède (WNM), supposées en équilibre de pression avec 2 autres composantes ionisées, chaude (WIM) et très chaude (HIM). Une équation de transfert du rayonnement dans le milieu diffus permet différentes applications sur les températures et la densité. Composition chimique, équilibre thermique, abondances et champ magnétique moyen des nuages sont aussi évoqués, accompagnés comme chaque fois d’exercices numériques corrigés. Probablement condensés sous leur propre gravité, distribués le long des bras spiraux de la galaxie, les nuages moléculaires nous sont essentiellement dévoilés (ch.10) par les transitions rotationnelles radiométriques et donc soumise à la FWHM de l’antenne. Ils conduisent à une chimie interstellaire (ch.11) à la surface de ces grains invisibles aux étranges horizons, « points dans l’existence de tout, existence de tout en un point » ; chimie si différente de celle de nos laboratoires, compte tenu des conditions de température et de pression (existence de radicaux libres et d’ions moléculaires). Les nébuleuses diffuses ionisées (régions HII) qui sont les fleurs les astronomes amateurs, permettent à l’auteur de conclure, non sans rendre hommage à l’ouvrage de James Lequeux (le milieu interstellaire - EDP Sciences - 10/02), avec qui cette remarquable « Introduction à l’astrophysique » joue le vent de la complémentarité à la grand joie du lecteur en chemin, pour qui le savoir se raconte en se déplaçant, tout étonné par ce monde forgeant l’image de son regard. Ne devient-t-on pas ce qu’on connaît ?

Jacques Cazenove