Des informations sur les raies radioélectrique de Hi, OH et d'autres.
Extrait de l'ouvrage
2.4 Rayonnement en raies spectrales
Le rayonnement en raies spectrales provenant de nuages de gaz interstellaires est émis par les atomes et les molécules lorsqu'ils perdent ou acquièrent de l'énergie lors de collisions mutuelles, ou lorsqu'ils sont excités par des étoiles voisines. Pour un nuage contenant des atomes ou des molécules d'un type donné, ces collisions ou cette excitation provoquent des transitions entre niveaux d'énergie, qui se traduisent par une série de raies spectrales discrètes. Les intensités relatives, les fréquences et les largeurs de ces raies sont déterminées par les conditions physiques et dépendent du type de molécule, de la densité moléculaire, de la température et de la distribution des vitesses.
Dans certaines conditions, l'intensité d'une raie est massivement amplifiée par un effet maser; cela se produit souvent dans les régions de formation d'étoiles et dans les enveloppes circumstellaires d'étoiles évoluées. On observe également des raies spectrales lorsque les atomes ou les molécules d'un nuage absorbent de manière sélective le rayonnement d'une source du fond cosmique à spectre continu qui se situe dans l'alignement du nuage. La fréquence intrinsèque (au repos) d'une raie spectrale est définie par le type d'atome/de molécule et par la transition concernée; cela étant, la raie observée est aussi déplacée par effet Doppler en fonction de la vitesse radiale de l'atome/de la molécule, c'est-à-dire sa vitesse par rapport à l'observateur le long de l'axe de visée. Aux grandes vitesses, la fréquence observée est déplacée de façon importante par rapport à sa valeur intrinsèque, souvent bien au-delà de la limite inférieure d'une bande spectrale attribuée à la radioastronomie. Les déplacements Doppler de la raie
HI à 1 420 MHz en particulier ont permis d'élucider la structure en bras spiraux et la rotation de notre Galaxie ainsi que celles de nombreuses galaxies externes.
2.4.1 Types de raies spectrales
Plusieurs types de raies spectrales ont été observés par les radioastronomes. C'est en 1951 qu'ils ont détecté la première raie, celle correspondant à la transition hyperfine d'inversion de spin de l'hydrogène neutre (HI) au voisinage de 1 420 MHz (longueur d'onde = 21 cm) [Ewen et Purcell, 1951]. Cette détection constitue un événement important de l'astronomie; en effet, c'est grâce à des observations ultérieures de cette raie, sur la totalité de la voûte céleste, que l'on a obtenu la toute première image d'ensemble de la vraie structure en spirale de notre Galaxie. Nous savons maintenant que l'hydrogène atomique neutre se trouve en grande quantité dans la plupart des galaxies, ce qui confère à cette raie spectrale une importance fondamentale pour l'étude des gaz interstellaires dans les galaxies en général. Cela étant, compte tenu des vitesses de récession élevées des galaxies lointaines, le rayonnement HI émis par ces sources est souvent déplacé par effet Doppler vers des fréquences en deçà de la limite inférieure de la bande protégée attribuée à la radioastronomie, à savoir 1 400-1 427 MHz. De fait, cette raie a été observée en absorption à des fréquences pouvant descendre jusqu'à 300 MHz. La première raie moléculaire
(celle du radical hydroxyle, OH, à 1,6 GHz) a été détectée en 1963. Quelques années ont passé avant que d'autres molécules soient détectées, mais depuis, plus de 10 000 transitions ont été observées pour plus de 125 molécules interstellaires et leurs isotopes. On trouvera dans [Lovas, 2004] une liste de transitions détectées dans la gamme 0,7-350 GHz. On comprend bien le Règlement des radiocommunications ne peut assurer une protection que pour un nombre limité de ces raies; cela étant, il est souhaitable de protéger les raies spectrales considérées comme étant les plus importantes pour l'astrophysique (voir le Chapitre 3). Les raies moléculaires sont émises par différents types de nuages de gaz interstellaires: nuages diffus à faible densité, nuages sombres froids isolés contenant souvent des molécules instables sur Terre et nuages moléculaires denses géants contenant des régions HII, jeunes étoiles chaudes et étoiles en formation. Ces nuages contiennent une grande part de la masse totale de notre Galaxie. Les molécules ne constituent toutefois qu'une fraction de leur masse, laquelle est essentiellement composée d'hydrogène atomique. Les raies d'effet maser sont un type particulier de raie spectrale; elles n'existent que pour quelques molécules. Elles sont créées par l'amplification d'un rayonnement du fond cosmique à spectre continu; dans notre Galaxie, elles sont intenses, très étroites et souvent polarisées. Elles sont particulièrement intéressantes, car elles repèrent les régions denses des nuages, là où des étoiles sont en formation. Certaines de ces raies peuvent être associées à l'enveloppe dilatée d'étoiles à un stade d'évolution avancée. Dans certaines galaxies, on observe des émissions masers ultralumineuses à large bande (mégamaser) près du noyau galactique. L'étude des raies spectrales de notre Galaxie nous informe également sur les nuages moléculaires, les processus d'évolution des étoiles, la structure en spirale et l'évolution chimique de la Galaxie. Grâce aux nouveaux réseaux, qui affichent une plus grande sensibilité et une meilleure résolution angulaire, ces propriétés font aujourd'hui l'objet d'études dans d'autres galaxies. L'étude des galaxies plus lointaines s'appuie généralement sur l'observation des raies spectrales des molécules les plus abondantes, l'hydrogène et le monoxyde de carbone. Après avoir observé les raies moléculaires émises par les sources astronomiques, on a également cherché à simuler en laboratoire l'environnement de ces molécules afin de les synthétiser; ce fut notamment le cas de la molécule à chaîne d'atomes de carbone HC7N ou cyanohexatriyne [Kroto et autres, 1978]. Une retombée intéressante de ces travaux de laboratoire a été la découverte de la molécule de carbone 60 à structure sphérique, C60 («Buckminsterfullerene») [Kroto et autres, 1985]. Des raies de recombinaison sont émises par les atomes d'hydrogène, d'hélium, de carbone, etc., lorsque leurs électrons sautent d'un état à un autre de plus faible énergie. Ce phénomène se produit généralement après la recombinaison d'un ion et d'un électron. Les premières raies de recombinaison ont été découvertes en 1964 par des astronomes soviétiques [Sorotchenko et autres, 1964]. Les régions de gaz chauds ionisés produisent de nombreuses raies de recombinaison qui sont présentes dans tout le spectre radioélectrique [Lilley et Palmer, 1968]; certaines d'entre elles sont situées dans des bandes du SRA attribuées à l'observation du continuum, et quelques-unes se trouvent dans des bandes du SRA attribuées, à l'origine, à l'observation spécifique d'autres raies, notamment les raies de HI et OH. S'agissant des raies de recombinaison, l'observation de leur intensité et de leur forme nous permet de déterminer les conditions physiques qui ont permis leur apparition. Parmi ces raies, les plus intenses sont dues à des transitions entre des niveaux d'énergie adjacents de l'hydrogène, leur intensité représentant le plus souvent quelques pourcents de celle du continuum thermique.
JJ
Φύσις κρύπτεσθαι φιλεῖ - Phusis kruptesthai philei - La Nature aime à se cacher - Héraclite d'Éphèse
