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Hydrogène — un élément, trois visages
Bien neuf atomes sur dix dans l'Univers sont de l'hydrogène — l'atome le plus simple, un proton et un électron. Pratiquement tout ce qui brille en rouge sur les images de cette galerie est ce seul élément, et presque tout ce rouge est même une seule raie spectrale. Qui comprend dans quels états l'hydrogène se présente et pourquoi il brille tient la clé de presque chaque image.
Un élément, trois visages
L'hydrogène se présente dans l'espace sous trois états, et les images en montrent deux directement : sous forme de molécule H₂, il forme les nuages froids et parfaitement noirs dans lesquels naissent les étoiles — visibles sur une photo uniquement comme silhouette devant un fond plus clair. Sous forme d'atome neutre, il remplit d'immenses espaces entre les nuages, mais reste pratiquement invisible en lumière visible. Et sous forme de gaz ionisé — proton et électron séparés — il forme les nébuleuses en émission d'un rouge éclatant autour des étoiles chaudes.
La lumière des étoiles pousse la chaîne de gauche à droite : elle dissocie les molécules et ionise les atomes. Le chemin de retour — la recombinaison — se déroule sans interruption, et c'est précisément lui qui produit la lueur. Là où la chaîne se rencontre dans l'espace naît un front d'ionisation.
Deux détails y sont remarquables. Premièrement : H₂ ne se forme pratiquement pas dans l'espace libre — deux atomes d'hydrogène s'y trouvent difficilement. Les molécules se forment à la surface des grains de poussière, qui agissent à la fois comme catalyseur et comme parasol : ils rassemblent les atomes et protègent la molécule achevée de la lumière stellaire destructrice. Sans poussière, pas de nuages moléculaires ; sans nuages moléculaires, pas d'étoiles. Deuxièmement : l'atome neutre invisible se trahit dans le domaine radio par la célèbre raie à 21 cm — c'est avec elle que la structure spirale de la Voie lactée a été cartographiée pour la première fois dans les années 1950, à travers toute la poussière.
Pourquoi elle brille précisément en rouge
Une région H II ne brille pas parce qu'elle est chauffée au rouge comme une plaque de cuisson — sa lumière est la comptabilité de la recombinaison. Lorsqu'un proton capture de nouveau un électron, celui-ci arrive le plus souvent sur une orbite élevée puis descend l'échelle des énergies, échelon après échelon. Chaque saut libère un photon d'énergie exactement définie :
H₂, H II, Hα — petit démêlage
Les notations se ressemblent à s'y méprendre et désignent trois choses différentes. H₂ (chiffre en indice) est la molécule formée de deux atomes — froide, sombre, la matière première. H II (chiffre romain, prononcé « H deux » !) est la notation des spectroscopistes pour l'état d'ionisation : I signifie neutre, II ionisé une fois — une « région H II » est donc un nuage de H⁺. Et Hα n'est pas une sorte de gaz mais une raie spectrale : la lumière qu'émet l'hydrogène ionisé en se recombinant. La même convention explique aussi le « [O III] » des autres articles : l'oxygène doublement ionisé, dont la raie bleu-vert constitue le second canal des prises de vue en filtre duo-bande.
Quelques points qu'il faut savoir à ce sujet :
- À l'œil nu, on ne voit pas ce rouge. L'œil adapté à l'obscurité est presque aveugle au rouge profond — les observateurs visuels voient même les nébuleuses en émission brillantes en gris ou verdâtre, parce que c'est alors la raie [O III] qui domine. Le rouge saturé des photos n'est pas une exagération, mais ce que l'œil escamote.
- C'est pour cela que le filtre duo-bande fonctionne. Il ne laisse passer que deux fenêtres étroites : Hα et [O III]. Tout le reste — lampadaires, clair de lune, airglow — est exclu. Les nébuleuses en émission envoient leur lumière presque entièrement dans quelques raies ; un objet à spectre continu comme une galaxie perd presque tout avec le même filtre.
- Hβ est le petit frère. Le même processus produit à 486 nm une raie bleu-vert, environ trois fois plus faible que Hα. Dans les régions très brillantes, elle ajoute au rouge une teinte magenta — c'est pourquoi les nébuleuses en émission apparaissent souvent rose-rouge plutôt que purement rouges sur les prises de vue à large bande.
- Les régions H II sont des balises. Comme elles n'existent qu'autour d'étoiles chaudes à vie brève, elles marquent dans les autres galaxies exactement les lieux de formation stellaire récente — les nœuds Hα de M 33 dessinent ses bras spiraux comme des bouées lumineuses balisent un chenal.
- L'échelle des tailles est absurde. NGC 604 dans M 33, petite tache brillante sur les images, mesure environ 1 500 années-lumière — la nébuleuse d'Orion, la pièce maîtresse de notre propre ciel, en mesure environ 25. Un seul et même phénomène, sur deux ordres de grandeur.
Deux des trois visages dans une seule scène : à gauche l'hydrogène moléculaire froid en silhouette noire, à droite l'hydrogène ionisé en région rouge brillante autour de jeunes étoiles — et à la frontière le liseré lumineux du front. Le troisième état, l'atome neutre, est logiquement invisible. Cette image est générée par IA — ce n'est pas une prise de vue, mais une illustration.
Sous notre propre ciel
Les trois rôles de l'hydrogène figurent dans cette galerie — il suffit de savoir que l'obscur en fait partie aussi :
Pour aller plus loin
- Série de Balmer — la famille de raies dont le membre rouge colore les nébuleuses (Wikipedia).
- Raie à 21 cm — comment l'hydrogène neutre devient visible dans le domaine radio (Wikipedia).
- Nuage moléculaire — la matière première froide et sombre de la formation stellaire (Wikipedia).
- Nébuleuse en émission — le terme générique pour tout ce qui brille en rouge ici (Wikipedia).