Hélix en 3D bulle stellaire et PAH

C et Esp : en modélisant Hélix en 3 dimensions, les astronomes se sont rendu compte qu’elle n’avait pas la forme d’un serpent enroulé comme on le pensait, mais qu’il s’agissait de deux enveloppes de gaz imbriquées selon un angle de presque 90°.
Certaines nébuleuses planétaires sont sphériques. D’autres sont bipolaires, c’est le cas d’Hélix. Elles éjectent de la matière selon un axe de symétrie. En raison de sa structure double, Hélix a deux axes de symétrie et est dite quadripolaire. Sur l’oeuvre les deux axes sont notés Axe 1 et Axe 2.
C et Esp : Au centre de l’oeuvre nous apercevons un système double dévoilé par des observations aux rayons X. Les deux étoiles orbitent si près l’une de l’autre qu’elles apparaissent comme une seule et même étoile dans les instruments. A partir de 35000° elles sont devenues suffisament chaudes pour que les rayonnements ultraviolets exitent les gazs échappés et révèlent la nébuleuse.
Etoiles et matière interstellaire : p 104 :
Le phénomène de nébuleuse planétaire dure environ 30000 ans. Revenons au centre de l’oeuvre où orbitent les deux étoiles naines blanches : les réactions nucléaires fournissant l’énergie donc la pression contrebalacent l’effondrement gravitationnel. L’étoile s’effondre d’autant plus vite que sa masse est grande. Page 105 : la contraction va s’arrêter quand une pression interne suffisante s’y oppose : le stade ultime de « naine blanche » est alors atteint. Les naines blanches sont formées d’un gaz de noyaux de carbone ou d’hélium, les réactions de fusion des éléments sont représentées autour en partant du centre de l’oeuvre : pour la bonne compréhension de cette œuvre, voici la liste des atomes et les coloris correspondant à chacun d’entre eux :
1H ou hydrogène : petites billes jaunes
2H ou dihydrogène : petites billes jaunes et jaune d’or
3He ou hélium 3 : billes rose clair/saumon (1H + 2H)
4He ou hélium 4 : boules rouges
8B ou béryllium 8 : boules oranges (4He + 4He)
12C ou carbone 12 : boules grises (4He + 8B)
16O ou oxygène 16 : boules bleu turquoise (4He + 12C)
photons UV : petites billes rose clair avec un mouvement ondulatoire.
Voici quelques réactions nucléaires toujours en partant du centre de l’oeuvre dans la partie bleu foncé :
Ainsi un hydrogène 1H et un dihydrogène 2H donnent de l’hélium 3 ou 3He. Deux 3He ou hélium 3 donnent un 4He ou hélium 4 et deux 1H protons. Puis deux 4He ou hélium 4 donnent un 8B ou béryllium 8, puis un 4He hélium 4 et un 8B béryllium 8 donnent un 12C carbone 12. Et pour les étoiles carbonées ayant aussi de l’oxygène, un 4He hélium 4 et un 12C carbone 12 donnent un 16O ou oxygène 16.
Entre ces réactions nucléaires sur le fond bleu foncé dans la bulle interne, on aperçoit de grandes flèches jaunes symbolisant un vent ténu de particules chargées. L’étoile continue à perdre de la masse, et ce vent très rapide (jusqu’à 2000 km/s) forme une sorte de bulle qui comprime et sculpte la matière déjà éjectée.
La bulle interne sur les fonds bleus et jaunes constitue l’enveloppe gazeuse la plus récente en expansion depuis 6560 ans à une vitesse de 40 km/s. La température est de 1500°C dans les nœuds de l’enveloppe interne.
Nous arrivons maintenant autour de la sphère bleu foncé dans la partie bleu roi où brille l’oxygène ionisé deux fois. Il est représenté par une boule bleu turquoise de laquelle partent deux petites flèches jaunes au bout desquelles on aperçoit en billes bleu roi les deux électrons qui ont été arrachés à l’atome.
Nous sommes toujours dans la bulle interne constituée de l’enveloppe gazeuse la plus récente et nous entrons dans la partie jaune. L’azote est représenté en boule rose foncé ionisé une fois et nommé NII : on voit une petite flèche toujours en rose foncé au bout de laquelle l’électron est emporté.

Etoiles et matière interstellaire page 95 :
La nébuleuse planétaire : au centre de l’œuvre les deux étoiles sont toujours le siège de combustions en couches. Vers 35000°K, les photons stellaires UV énergétiques (petites ondes rose clair) vont détruire les poussières, dissocier les molécules et ioniser les atomes. Les gazs ionisés sont chauffés par photoionisation, puis se refroidissent avec émission de raies : ils deviennent alors brillants dans le visible et le phénomène « nébuleuse planétaire » est déclenché. Les photons ultraviolets énergétiques arrachent des électrons aux atomes d’hydrogène. Ces électrons sont recaptés par des ions hydrogène avec chaque fois émission d’énergie sous forme de raies (série de Balmer dans le visible, de Lyman dans l’ultraviolet, de Patchen IR) et les séries de raies de l’hélium.
Sur l’oeuvre dans la partie jaune et rouge apparaît la zone de photoionisation : un photon en rose foncé arrive sur l’hydrogène en rouge, puis arrache l’électron bleu avec la flèche rouge, puis la flèche rouge part de l’électron qui est recapté par un autre hydrogène en rouge. Dans la partie rouge et plus foncée, le même processus est représenté avec d’autres couleurs : photons UV en rose clair, hydrogène en rouge jaune ou orange, flèches en jaune, électrons en jaune.
C et Esp : toujours dans la bulle interne apparaissent des globules de gaz ou nœuds cométaires. Ils sont représentés en beige clair dans la partie foncée ou en brun sombre dans la partie rouge. Ils seraient au nombre de 20 à 40000 en forme de comète et leur tête a environ la taille du système solaire. Le vent rapide en grandes flèches jaunes entre en collision avec les molécules éjectées précédemment, ce matériau s’échappe constamment de la « tête » pour former une « queue » ressemblant ainsi à une comète.
C et Esp : nous arrivons maintenant dans l’anneau externe en rouge. Cette deuxième enveloppe a la forme d’un tore et elle est plus ancienne (12100 ans). Elle s’éloigne un peu moins vite que l’enveloppe interne, à environ 32 km/s. Elle se disperserait dans le plan orbital du système binaire. La température dans les nœuds de l’anneau externe est de 600°C.
Cette partie rouge correspond à la zone où apparaît l’hydrogène : il est représenté en petites billes jaunes et pour l’hydrogène moléculaire en une bille jaune et une bille orange. Il est souvent ionisé, on le voit en boules jaunes ou rouges, la photodissociation est également représentée, les électrons libres tournent en petites billes bleu marine ou bleu ciel.
« Etoiles et matière interstellaire » p 102-103 : le vaste halo froid (150 K) se disperse dans le milieu interstellaire ; il est visible en infrarouge et ondes radio. Le gaz d’hydrogène ionisé dans les parties centrales, est détecté sous sa forme moléculaire dans les régions externes de la plupart des nébuleuses planétaires. « Le milieu interstellaire » page 246 : lorsque l’on est dans une gamme de températures favorables on peut admettre que tout atome H collé formera une molécule H2 avec un partenaire. P 247 : bien entendu beaucoup d’autres molécules peuvent se former sur les grains et dans le milieu interstellaire.
Nous allons découvrir maintenant la formation de la molécule H2 sur les grains de poussière notés « GR » sur l’œuvre. Pour cela je lis sur internet « La chimie interstellaire – Astrosurf – de JP Maratray août 2007 » :

La chimie complexe du milieu interstellaire ne peut se faire qu’à partir de la molécule H2. Dans un premier temps les atomes d’hydrogène sont captés par les grains de poussière, et se « collent » à la surface, c’est la phase d’absorption. Ils se déplacent ensuite rapidement du fait de l’interaction avec les atomes du grain de poussière. Ce mouvement apporte le complément d’énergie nécessaire à la réaction et la molécule d’hydrogène se forme. Il ne reste plus qu’à l’expulser hors du grain, c’est la phase de désorption. Le grain a servi de catalyseur à la réaction. La surface des grains de poussière produit également d’autres molécules avec une redoutable efficacité par collision entre atomes, molécules ou ions. La réaction la plus étudiée est la synthèse du monoxyde de carbone CO.
C et Esp : nous continuons à nous éloigner et nous arrivons maintenant dans la zone sombre où une partie des molécules gazeuses s’est solidifiée à distance de l’étoile pour devenir de la poussière et former le vaste halo (rouge sombre) entourant la nébuleuse visible. C’est la rencontre avec le milieu interstellaire qui n’est pas homogène. Cette face aplatie du halo montre que ce dernier entre en collision avec un milieu plus dense. Les gazs comprimés brillent ainsi plus intensément que dans d’autres régions de la nébuleuse. Dans cette zone un vent lent est représenté par des flèches jaunes formées de traits entrecoupés. Les atomes éjectés en masse alors que l’étoile était au stade de supergéante rouge se sont collés les uns aux autres pour former des molécules gazeuses ainsi que les PAH.
Les PAH ou (HAP) pour Hydrocarbures aromatiques polycycliques :
Wikipédia : En chimie organique un composé cyclique est un composé dans lequel une série d’atomes est liée de manière successive par des liaisons covalentes pour former un ou plusieurs anneaux. Les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) comprennent au moins deux cycles aromatiques condensés, et le terme de « macrocycle » est employé pour un anneau contenant plus d’une douzaine d’atomes.
Voici quelques unes des molécules ainsi que quelques PAH que nous allons rencontrer sur cette œuvre :
Les glaces moléculaires comprennent H2O CH3 OH.
Les grains carbonés comprennent CO CO2 CH4 NH3.
Le méthane CH4
L’ammoniac NH3
L’éthane C2H6 et l’éthène C2H4.
Le propane C3H8
L’éthanol CH3CH2OH
Le formaldéhyde H2CO
Le fluorure d’hydrogène HF.
Voyons maintenant sur l’oeuvre quelques réactions qui conduisent à la formation de molécules :
à gauche : H + CH donne CH2 + H donne CH3
H + NH donne NH2 + H donne NH3
H + OH donne H2O
en haut à gauche :
HCO + OH donne CO + H2O
NH3 CH4 ET C2H4 sont également représentés en haut à gauche.
en bas à gauche :
O + CO donne CO2
CH4 C3H8 CH3CH2OH sont également représentés en bas à gauche.
Tout en haut :
H + NH donne NH2,
puis en allant vers la droite :
H + CH donne CH2 , on trouve également CH3CH2OH.

En haut à droite :
C2H4 et HF.
A droite en redescendant on trouve :
C3H8 et C2H4
NH + H donne NH2, puis NH2 + H donne NH3.
En bas à droite :
HCO + OH donne CO + H2O
CH3 + H donne CH4,
tout en bas à droite :
C2H6 et H + OH donne H2O.
La formation du silicium SiO due aux réactions suivantes est également représentée :
Si + O2 donne SiO + O
Si + OH donne SiO + H
Entre toutes ces molécules on aperçoit en gris les grains de poussière notés GR sur lesquels vont se coller les deux atomes d’hydrogène en petites billes jaunes qui vont ainsi former l’hydrogène moléculaire.
Nous venons de découvrir une toute petite partie des molécules présentes dans le milieu interstellaire, car il en existe en très grand nombre.
Thèse de doctorat présentée par Marie Lattelais : études théoriques à propos de l’origine exogène des molécules prébiotiques :
En haut à gauche et à droite ainsi qu’en bas à droite, j’ai également représenté la glycine : c’est le plus simple des acides aminés, non encore détecté mais dont on soupçonne la présence. Sa détection dans le milieu interstellaire aiderait à mieux comprendre l’exobiologie du système solaire et les processus chimiques prébiotiques de la Terre primitive. Plusieurs études ont été menées pour tenter de détecter la glycine, mais la sensibilité spectrale a été limitée par une forêt de raies d’émission faibles non identifiées qui masquent les fréquences de la glycine.
Ainsi la présence dans l’espace de la glycine reste à confirmer.
ASTROCHIMIE , les hydrocarbures aromatiques polycycliques – Encyclopaedia Universalis :
Les PAH sont des molécules fascinantes : chacune de ces molécules contient typiquement de 20 à 100 atomes de carbone, et l’on pense qu’ensemble elles recèlent de 10 à 20 p. 100 du carbone cosmique. Pourtant aucune n’a jamais été spécifiquement identifiée. C’est pour expliquer la présence de bandes caractéristiques dans le spectre infrarouge de nombreuses nébuleuses que les astronomes ont en effet imaginé dans les années 1980 l’existence de molécules géantes, planes, constituées de nombreux cycles benzéniques accolés. La réalité de ces espèces d’un genre nouveau est quasi assurée aujourd’hui. Cependant, les astronomes n’ont pas encore réussi à identifier une molécule en particulier, car les bandes observées, si elles sont bien typiques de composés organiques, sont peu spécifiques. Grâce au satellite I.S.O., une chose est sûre en tout cas : ces hydrocarbures géants sont présents partout dans l’Univers. Inévitablement ils ont un lien avec les chaînes carbonées et les petits cycles carbonés. C’est dans les atmosphères d’une certaine classe d’étoiles que ce lien est le plus évident. En effet dans les dernières phases de leur évolution, certaines étoiles se transforment en de formidables réacteurs chimiques où l’on observe PAH et petits hydrocarbures. C’est là, pense-t-on, que les poussières carbonées sont synthétisées. Ainsi dans une de ces atmosphères baptisée CRL 618 a été découverte en 2001 la molécule de benzène, un véritable « chaînon manquant » pour l’astrochimiste entre PAH et chaînes carbonées. Ces molécules interagissent facilement avec les électrons ou ions ; par ailleurs, elles absorbent le rayonnement ultraviolet des étoiles, une grande partie de celui-ci est réémis dans l’infrarouge, tandis qu’une petite fraction ionise la molécule géante par effet photoélectrique. Les électrons libérés transmettent rapidement leur énergie au gaz par des collisions successives avec les atomes et molécules, et ainsi le réchauffent. A la frontière entre deux mondes, les hydrocarbures aromatiques polycycliques se comportent tantôt comme des molécules, tantôt comme des solides.
Et je terminerai par cette réflexion : avec la chimie interstellaire, nous commençons tout juste l’exploration du futur où bien d’autres découvertes nous attendent.