Phases du milieu interstellaire

Le gaz interstellaire existe sous plusieurs phases coexistantes, allant des nuages froids et denses au gaz diffus chaud, en passant par un plasma très chaud et ténu, le tout en équilibre de pression approximatif.

Definition

Les phases du milieu interstellaire sont les états thermiquement distincts du gaz interstellaire, à savoir le gaz atomique neutre froid et chaud, le gaz ionisé chaud et un plasma ionisé très chaud, qui coexistent à des pressions comparables grâce à l'équilibre entre le chauffage et le refroidissement.

Scope

Ce sujet couvre le gaz atomique neutre froid et chaud, le gaz ionisé chaud et le plasma ionisé très chaud, y compris les régions HII et les bulles chaudes sculptées par les supernovae, l'instabilité thermique qui pousse le gaz vers des phases distinctes, et l'équilibre de pression approximatif qui les relie.

Core questions

• Quelles sont les principales phases du gaz interstellaire, ainsi que leurs températures et densités ?
• Pourquoi le gaz se sépare-t-il en phases distinctes plutôt que de former un milieu uniforme unique ?
• Comment les régions HII et les bulles chaudes de supernova apparaissent-elles ?
• Comment l'équilibre de pression approximatif est-il maintenu entre les phases ?

Key theories

Instabilité thermique et deux phases stables

Field et ses collaborateurs ont montré que l'équilibre entre le chauffage et le refroidissement rend le gaz de densité intermédiaire thermiquement instable, de sorte que le gaz neutre se stabilise en phases coexistantes froides et denses, et chaudes et diffuses, à des pressions similaires.

Le modèle à trois phases

McKee et Ostriker ont ajouté une phase très chaude omniprésente créée par les ondes de choc des supernovae, offrant une image de composants froids, chauds et très chauds en coexistence dynamique et régulée par la pression.

Clinical relevance

La structure de phase du milieu interstellaire détermine où le gaz peut se refroidir et s'effondrer pour former des étoiles, comment l'énergie des supernovae est dissipée, et comment les traceurs observables tels que l'hydrogène neutre et l'émission de gaz ionisé sont interprétés.

History

Les travaux de Field, Goldsmith et Habing en 1969 ont établi que l'instabilité thermique divise le gaz neutre en deux phases stables. Le modèle à trois phases de McKee et Ostriker en 1977 a intégré la composante très chaude, entraînée par les supernovae, et des études ultérieures multi-longueurs d'onde ont cartographié ces phases à travers la Galaxie.

Key figures

• George Field
• Christopher McKee
• Jeremiah Ostriker
• Harm Habing

Seminal works

• field1969
• mckee1977
• ferriere2001

Frequently asked questions

Pourquoi le gaz interstellaire se divise-t-il en phases chaudes et froides ?

À certaines densités, la manière dont le gaz se refroidit rend les états intermédiaires instables : le gaz tend à évoluer soit vers un état froid et dense, soit vers un état chaud et diffus. Avec l'ajout d'une composante très chaude par les supernovae, le milieu se retrouve sous la forme de plusieurs phases coexistantes à des pressions similaires.

Qu'est-ce qu'une région HII ?

Une région HII est une zone de gaz interstellaire ionisée par la lumière ultraviolette d'étoiles jeunes et chaudes. L'hydrogène ionisé émet de la lumière, produisant les nébuleuses brillantes souvent observées autour des régions de formation stellaire récente.