Les ondes mécaniques
en astrophysique

Qu’est-ce qu’une onde ?
Il s’agit de la propagation d’une perturbation

comme par exemple une vaguelette à la surface de l’eau.

Certaines ondes n’ont besoin pas besoin d’un milieu pour se propager, comme les ondes électromagnétiques (la lumière). Mais la plupart ont besoin d’un support de propagation. C’est le cas de la vaguelette, ou du son, qui correspond à la propagation d’une perturbation de pression dans l’air.

Une onde qui a besoin d’un milieu de propagation s’appelle une onde mécanique. Face à cette perturbation, le milieu tend à revenir à un état d’équilibre sous l’effet d’une force de rappel, un peu à la manière d’un ressort étiré qui va osciller une fois relâché. Mais attention, c’est bien la perturbation qui se déplace, et non le milieu. Comme une ola dans un stade : les spectateurs ne changent pas de place, mais pourtant la ola se propage le long de gradins.

Dans l’espace, des ondes mécaniques aussi peuvent se propager car il n’est pas totalement vide ! Le gaz du milieu interstellaire est très peu dense, quelques centaines à quelques milliers de particules par centimètres cube : c’est plus faible que le meilleur vide que l’on sait faire sur Terre, en laboratoire.

Principalement constitué d’atomes hydrogène, le milieu interstellaire n’est pas homogène et possède des phases chaudes, tiède ou froide qui ont toutes à peu près la même pression mais des densités différentes. Ce milieu interstellaire, même très peu dense, va permettre la propagation des ondes mécaniques dans l’espace. Parmi elles se trouvent les ondes de densité.

Dans un milieu, des éléments individuels peuvent, sous l’effet d’une contrainte extérieure, créer une zone de densité plus forte. Si cette perturbation se propage, il s’agit d’une onde de densité. La zone plus dense n’est jamais constituée des mêmes éléments car ils sont tous en mouvement permanent. Ils entrent et sortent de la zone plus dense, qui elle-même se déplace. C’est comme un bouchon routier.

Les premières voitures qui freinent obligent les suivantes à freiner aussi, propageant un front de freinage vers l’arrière du flot de voitures. Cela conduit une accumulation de voitures : le bouchon. Quand les premières voitures redémarrent, les suivantes enchaînent à leur suite : un front de démarrage se propage vers l’arrière du bouchon.

La zone d’accumulation des voitures se déplacent désormais, encadrée par les front de freinage et de démarrage. Des voitures entrent et sortent constamment du bouchon, qui persiste et se déplace bien qu’il ne soit jamais constitué des mêmes voitures. Le bouchon est une onde de densité.

C’est un phénomène peu connu car, à part le domaine des embouteillages, il ne concerne guère que l’astrophysique. Les ondes de densité expliquent notamment la structure spirales de certaines galaxies.

Pour sa partie lumineuse, une galaxie est un amas d’étoiles, de gaz et de poussières, liés par leur gravité propre.

Il existe trois grands types de galaxies : les elliptiques, les irrégulières, et les plus connues, les spirales.

Dans ce type de galaxies
la matière forme des bras en forme
de spirale qui tournent autour du bulbe. Il y a généralement deux bras principaux, qui sont plus visibles, et parfois des bras secondaires.

Mais quelle est l’origine de cette forme en spiral ?
L’observation du mouvement des étoiles a montré qu’à partir d’une certaine distance au centre galactique elles ont toutes à peu près la même vitesse.

Donc si les bras résultaient d’une accumulation initiale d’étoiles, leurs mouvements auraient dû produire une spirale très enroulée. Ce n’est pas ce que l’on observe.

En réalité, chaque bras est composé de nombreux éléments en mouvements, des étoiles, des nuages de gaz qui, orbitant autour du centre de la galaxie, entrent et sortent du bras. Ces bras sont des ondes de densité qui résultent du mouvement orbital de la matière galactique.

Le décalage des orbites au cours du temps créé progressivement des zones où la densité d’objets est plus forte : les bras spiraux. Ainsi, la rotation des objets est plus rapide que celle des bras de la galaxie.

Aujourd’hui, on observe les galaxies spirales dans toute la gamme lumineuse, notamment pour étudier leur structure.

les rayons X

les ultraviolets

la lumière visible

les infrarouges

les ondes radios

Observer les galaxies en différentes longueurs d’ondes permet de mettre en valeur différents aspects de leur constitution, et de mieux les comprendre.

Ces observations se font aujourd’hui principalement grâce à des télescopes placés dans l’espace, en orbite autour de la Terre, comme les télescopes Hubble ou Herschel.

En effet, l’atmosphère terrestre empêche la lumière infrarouge ou les rayons X d’atteindre la surface de la Terre, d’où la nécessité d’une observation depuis l’espace.

Si l’on s’intéresse autant aux bras spiraux, c’est aussi parce que ce sont des zones importantes, dans lesquelles d’autres phénomènes se déroulent.

En effet, ce sont des régions plus denses que les voisines, ce qui va influencer la matière galactique. C’est le cas des nuages de gaz.

En entrant dans le bras spiral, leur densité va augmenter et ils vont éventuellement entrer en collision avec d’autres nuages. Certains de ces nuages vont devenir trop massif, et s’effondrer sur eux-même sous l’effet de leur propre gravité : ce phénomène conduit à la formation d’étoiles.

Des nuages vont rentrer dans les bras spiraux pour en ressortir sous forme d’étoiles nouvelles !

Parmi ces étoiles, certaines sont particulièrement massives et chaudes. Ce sont de loin les plus brillantes et leur lumière marque la position des bras spiraux, qui apparaissent donc bleuté. La masse de ces étoiles est telle que leur durée de vie est très faible, de l’ordre de 1 à 10 millions d’années : elles mettent peu de temps à épuiser leur stock d’énergie central. Ces étoiles sont si éphémères que la fin de leur vie arrive avant qu’elles n’aient le temps de sortir complètement du bras spiral. Elles finissent leur vie en une formidable explosion nommée supernova, source d’une nouvelle onde mécanique : une onde de choc.

Une onde de choc est une perturbation qui se propage à une vitesse supérieure à celle du son dans le milieu. Une onde de choc implique un changement brutal de pression, de température et densité de ce milieu. Certaines explosions produisent des ondes de choc. Mais comment une étoile devient une supernova, et produit une onde de choc ? Tout commence au coeur d’une étoile massive.

diamètre de l’étoile:
Les couches de matières ne sont pas représentées à l’échelle

A la fin de sa vie, elle a consommé toute l’énergie nucléaire disponible en son centre. Il se déclenche alors une instabilité conduisant à l’effondrement du coeur (de fer) de l’étoile sur lui-même. En une fraction de seconde, cet effondrement forme une étoile à neutrons.

L’enveloppe de l’étoile initiale tombe vers l’étoile à neutrons nouvellement formée et vient s’y écraser. La violente compression qui en résulte produit une onde de choc qui remonte à travers les couches externes de l’étoile.

Son passage chauffe la matière à des températures supérieures au milliard de degrés et provoque des réactions de fusion qui produisent des éléments lourds, notamment du nickel et du cobalt radioactifs.

Mais une étoile massive est si grosse que l’onde de choc n’atteint pas immédiatement sa surface après avoir commencé à s’étendre.

Quand l’onde de choc atteint la surface, au bout de plusieurs heures, la température s’élève brutalement et l’étoile entière explose, éjectant les éléments qui la composent à des vitesses pouvant atteindre plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde.

Cet événement, appelé « supernova de type II », marque la mort d’une étoile massive. La matière de l’étoile va alors se répandre dans le milieu interstellaire.

La très faible densité du milieu interstellaire va permettre à la matière de l’étoile explosée de s’étendre sans trop d’opposition.

Ce reste de supernova va perdurer quelques milliers d’années, avec l’étoile à neutron à son centre

Aujourd’hui on observe ces restes de supernova grâce à la lumière qu’ils rayonnent.

les rayons X

les ultraviolets

la lumière visible

les infrarouges

les ondes radios

Observer en différentes longueur d’ondes permet de mettre en valeur différents aspects de leur constitution, et de mieux comprendre l’évolution de la supernova.

L’observation des restes de supernova se fait avec des télescopes spatiaux pour certaines longueurs d’ondes, mais également avec des télescopes terrestres, qui ont l’avantage de pouvoir être beaucoup de plus grandes tailles que des télescopes spatiaux.

La matière émise par la supernova va se répandre dans l’espace, et contribuer à enrichir le milieu interstellaire des noyaux synthétisés durant toute la vie de l’étoile, ainsi que ceux qui furent produits lors du passage de l’onde de choc

Ce milieu interstellaire va se structurer pour conduire à la formation de grands nuages moléculaires, qui au sein des bras spiraux des galaxies, deviendront des étoiles après plusieurs dizaines de millions d’années.

Certaines de ces étoiles exploseront ensuite en supernova, redistribuant une part de leur matière au sein de milieu interstellaire.
Tel est le cycle de la matière au sein d’une galaxie.