La lumière des étoiles, des galaxies et des amas

L'étude de la lumière émise par les étoiles est au coeur de l'astrochimie. En décomposant le rayonnement stellaire en spectre, on identifie des raies d'absorption ou d'émission caractéristiques de chaque atome ou molécule. Dans ce contexte, «la spectroscopie est l'unique source d'information dans la plupart des cas» en astronomie, et elle a permis dès le XIX^e siècle de remonter à la composition chimique des astres. Par exemple, en 1865 Bunsen et Kirchhoff analysèrent la lumière du Soleil et en déduisirent sa composition élémentaire. Un cas célèbre est la découverte de l'hélium : cette «nouvelle» espèce chimique fut repérée dans le spectre solaire en 1868, avant même d'être isolée sur Terre. De plus, la comparaison de nombreux spectres stellaires a montré que la plupart des étoiles partagent un mélange d'éléments semblable à celui du Soleil. Ces avancées classiques ont posé les fondements de l'astrochimie. Par ailleurs, les progrès récents (télescopes infrarouges et radiotélescopes) ont démultiplié les capacités de détection de molécules dans l'espace, ouvrant la voie à l'identification de centaines d'espèces chimiques complexes dans les nuages interstellaires.

À l'échelle des galaxies, la lumière intègre celle de milliards d'étoiles et du milieu interstellaire qui les entoure. L'astrochimie exploite à cet égard le spectre global des galaxies mais surtout les raies d'émission des nuages de gaz ionisé. Par exemple, dans les régions de formation d'étoiles (régions HII), le gaz irradié par des étoiles massives émet de fortes raies d'hydrogène, d'oxygène, d'azote, de carbone, etc. En mesurant l'intensité relative de ces raies, on en déduit les abondances des éléments lourds dans la galaxie. L'encyclopédie Universalis précise d'ailleurs que l'étude des raies de ces nébuleuses ionisées est pratiquement «la seule possibilité de connaître la composition chimique des galaxies extérieures». Ainsi, la part d'oxygène ou de néon mesurée dans les raies optiques renseigne directement sur la métallicité globale de la galaxie, ce qui est un indicateur de son évolution chimique. Par ailleurs, l'observation spectrale dans l'infrarouge et les ondes radio permet de détecter du CO, du HCN, et d'autres molécules dans les grands nuages moléculaires galactiques, complétant le tableau chimique galactique. En somme, la lumière provenant des galaxies - continue ou à raies - permet aux astrochimistes de quantifier la richesse chimique à l'échelle d'une galaxie entière.

Enfin, à la plus grande échelle des amas de galaxies, la lumière émise par le gaz intraclustre joue aussi un rôle clef en astro-chimie. Les amas contiennent un plasma chaud de baryons (hydrogène et hélium ionisés) à des températures de l'ordre de 10^7-10^8 K, qui émet un fort rayonnement X. L'analyse spectrale de ce rayonnement X révèle des raies issues d'éléments lourds (en particulier le fer) disséminés dans ce gaz. Le contenu en métaux de ce plasma intraclustre se révèle significatif : sa métallicité moyenne est typiquement de l'ordre d'un tiers à une moitié de celle du Soleil. Cela montre que, sur l'échelle des amas, l'enrichissement chimique par les générations d'étoiles passées est enregistré dans le milieu diffus. En résumé, la lumière des étoiles, des galaxies ou des amas de galaxies est un vecteur fondamental pour l'astrochimie : chaque spectre mesuré contient les empreintes chimiques du gaz et des poussières traversés, permettant de reconstituer la composition chimique de l'Univers observable.