Voie lactée (galaxie)
Voie lactée (galaxie)
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La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois simplement « la Galaxie », avec une majuscule) est le nom de la galaxie dans laquelle se situent le Système solaire où vit l’humanité, ainsi que toutes les étoiles visibles à l’œil nu. Elle est partiellement visible dans de bonnes conditions d’observations (absence de pollution lumineuse), notamment sous les tropiques, sous la forme d’une bande plus claire dans le ciel nocturne, la « voie lactée ». Comme nous sommes en son sein, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l’on sait que sa forme est assez semblable à celle de la Galaxie d’Andromède.
Le mot « galaxie » est emprunté au latin galaxias, lui-même emprunté au grec γαλαξίας « voie lactée ». La dénomination « voie lactée » désignait d’abord uniquement la partie observable à l’œil nu de notre galaxie qui crée la bande blanchâtre tracée dans le ciel nocturne par le disque galactique, mais elle est maintenant fréquemment utilisée pour désigner toute notre galaxie : elle s’écrit alors « Voie lactée » avec une majuscule, comme la Galaxie (notre galaxie) ou le Soleil (notre soleil).
La Voie lactée est une grande galaxie spirale de type Sb ou Sc. Sa forme est un disque de 25 000 pc de diamètre comportant un bulbe central, lui-même entouré d’un halo sphérique de faible densité de 30 kpc de diamètre. Elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles, dont le Soleil[1], pour une masse totale évaluée de l'ordre de 750 à 1 000 milliards de masses solaires.
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Observations et découvertes [modifier]
La Voie lactée coupe l’écliptique vers les deux solstices et s'en écarte d'environ 60 degrés au nord et au sud. Sa partie la plus large et lumineuse est située à proximité de la nébuleuse de la lagune, dans la constellation du Sagittaire et correspond à la direction du bulbe. En partant du solstice d'hiver, où elle a deux branches, dont l'une passe sur l'arc du Sagittaire, elle traverse les constellations de l'Aigle, de la Flèche, du Cygne, du Serpentaire, de la tête de Céphée, du Cocher, des pieds des Gémeaux, de la Licorne, du Navire Argo, de la Croix du Sud, du Loup et du Scorpion.
L’observation à l'œil nu de la Voie lactée ne permet pas de distinguer les étoiles dont elle se compose. Avec sa lunette astronomique, Galilée découvrit dès 1610 que la Voie lactée était un nuage très dense d'étoiles. En 1750, le savant Thomas Wright, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, imagina qu'elle formait un nuage aplati, disque parsemé d'étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil. La preuve que les étoiles de notre Galaxie sont des objets semblables au Soleil (et donc considérablement plus éloignés étant donné leur faible éclat) date du XIXe siècle avec les observations de l'astronome allemand Friedrich Bessel.
La première tentative de décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil au sein de celle-ci fut effectuée par William Herschel en 1785 en dénombrant les étoiles dans différentes régions du ciel. Malheureusement, ne connaissant pas leur distance, il supposa que toutes les étoiles avaient une même luminosité intrinsèque et que leur distance décroissait en proportion de leur magnitude apparente. En utilisant un raffinement de cette méthode, Jacobus Kapteyn arriva en 1920 à l'image d'une petite galaxie elliptique d'environ 15 kiloparsecs de diamètre, avec le Soleil près du centre.
Harlow Shapley, en utilisant une méthode différente basée sur les amas globulaires, obtint une image radicalement différente : un disque plat d'environ 70 kiloparsecs de diamètre et le Soleil loin du centre. Les deux analyses ne tenaient pas compte de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire présente dans le plan galactique ; une fois que Robert Jules Trumpler eut mesuré cet effet en 1930 en étudiant les amas ouverts, l'image actuelle de notre Galaxie émergea.
En 1944, Hendrik van de Hulst prédit l'existence d'un rayonnement micro-onde à une longueur d'onde de 21 centimètres, résultant de la présence d'hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen. Ce rayonnement a grandement amélioré les possibilités d'étude de notre Galaxie puisqu'il n'est pas affecté par l'absorption de la poussière et son effet Doppler peut être employé pour cartographier le mouvement du gaz dans la galaxie. Ces observations ont conduit à l'hypothèse d'une structure rotative en forme de barre au centre de notre Galaxie. L'amélioration des radiotélescopes a permis la détection de ce gaz dans d'autres galaxies.
Constitution [modifier]
La masse de la Voie lactée est évaluée entre 750 et 1 000 milliards de masses solaires.
La distribution de l'hydrogène, l'élément le plus abondant dans la galaxie, mesurée par des techniques de radioastronomie, révèle qu'il s'agit d'une galaxie spirale de type Sb ou Sc selon le classement de Hubble. On ne sait toujours pas si elle a une structure barrée mais on peut le penser.
Le disque [modifier]
Le disque, dont la masse représente 70 % de la masse visible de l’ensemble de notre Galaxie, est principalement constitué d’étoiles de caractéristiques variées : moins de 10 % de sa masse se trouve sous forme gazeuse.
Cependant, les étoiles jeunes et le gaz sont concentrés dans les quatre bras spiraux qui sont :
- le bras externe de Persée ;
- le bras spiral majeur Sagittaire-Carène sur lequel se situe notre Système solaire ;
- le bras intermédiaire Écu-Croix ;
- le bras interne de Norma.
Au centre, le bulbe comprend :
- une population d’étoiles majoritairement âgées et riches en métaux ;
- du gaz neutre, ionisé et moléculaire, dont la présence obscurcit une partie de la Voie lactée en raison de sa forte absorption de la lumière visible ;
- un noyau dense de quelques parsecs de diamètre, dont la région la plus dense est caractérisée par la radiosource Sagittarius A (Sgr A).
Le halo [modifier]
Le halo est la composante sphéroïdale de notre Galaxie située au-delà du bulbe ; il représente 20 à 25 % de la masse galactique et est peuplé d’étoiles âgées de population II et d’une quantité importante de poussière et de gaz interstellaire, sur lesquelles se difracte ou réfléchit la lumière émise par les bien plus nombreuses étoiles du bulbe. Une quantité importante de cette matière interstellaire provient de l’explosion d'anciennes supernovae dans cette région.
Rotation galactique [modifier]
Les vitesses spatiales des étoiles sont déterminées :
- le long de la ligne de visée par leur vitesse radiale, dont la valeur est fournie par le déplacement des raies spectrales (mesure de l’effet Doppler-Fizeau) ;
- sur le plan tangent du ciel par les variations de l’ascension droite et de la déclinaison des étoiles sur de longues périodes (mesure des mouvements propres) ; la distance, mesurée par la parallaxe, permet de calculer les composantes de la vitesse tangentielle à partir des mouvements propres.
L’étude de ces vitesses montre que l’ensemble de notre Galaxie est en rotation autour de son centre de masse, appelé centre galactique.
Les vitesses des différents objets se décomposent en :
- une vitesse de rotation circulaire autour du centre galactique, qui ne dépend que de la distance au centre galactique ;
- une vitesse de mouvement propre ; la vitesse particulière du Soleil est considérée par rapport à un ensemble d'étoiles voisines, appelé centre local des vitesses : elle est de 19,5 km/s vers la constellation d’Hercule (α=18h, δ=30°).
Les objets du halo ont une rotation lente et des orbites excentriques, alors que ceux du disque tournent rapidement. La partie située à moins de 600 pc du centre galactique semble même tourner de façon solidaire à une vitesse angulaire uniforme, donc avec une vitesse linéaire proportionnelle à la distance du centre de notre Galaxie.
Dans le reste du disque, où se trouve le Soleil, la vitesse angulaire des objets décroît tellement vite que la vitesse linéaire de rotation reste quasiment égale à 220 km/s depuis 1 kpc du centre jusqu'à 15 kpc.
Ainsi, si la période de révolution galactique du Soleil, situé à 8,6 kpc[2] du centre galactique, est évaluée à 226 millions d’années, une étoile située à 1 kpc fera le tour de notre Galaxie en 26 millions d’années seulement. Le système solaire aurait donc effectué entre 20 et 21 révolutions galactiques depuis sa formation voici 4,55 milliards d’années.
Positions [modifier]
Le Soleil dans notre Galaxie [modifier]
Le Soleil se trouve proche de la périphérie à environ 8 600 parsecs[2] du centre galactique, mais à seulement 15 parsecs du plan équatorial.
| Ascension droite | Déclinaison | Distance depuis le Soleil | |
|---|---|---|---|
| Position du centre galactique | 17 h 45,6 min | −28° 56’ | ≈ 8,6 kpc (époque 2000.0) |
| Direction du nord galactique | 12 h 51,42 min | +27° 7,8’ |
Notre Galaxie dans l’Univers [modifier]
La Voie lactée appartient au « groupe local », un petit groupe de trois grandes galaxies et plus de trente petites. Elle est la seconde plus grande du groupe, après la galaxie d'Andromède, mais c’est peut-être la plus massive.
La galaxie d’Andromède est la grande galaxie la plus proche de notre Galaxie, à environ 2,9 millions d’années lumière mais il y a beaucoup de petites galaxies très proches. Nombre de galaxies naines du groupe local sont des satellites ou des compagnons de la Voie lactée. La plus proche de toutes est la galaxie du Grand Chien, située à environ 25 000 années-lumière de nous et à 42 000 années-lumière du centre galactique, suivie respectivement par la galaxie du Sagittaire à 80 000 années-lumière, puis par le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan à 179 000 et 210 000 années-lumière respectivement.
Il est fort probable que notre Galaxie ait « avalé » une galaxie assez récemment dans son histoire, la Galaxie du Sagittaire ; mais cette collision, dont l’étude est en cours, n’est pas encore bien modélisée. Notre Galaxie est également en orbite très elliptique autour de la galaxie d’Andromède avec laquelle elle devrait fusionner dans quelques milliards d’années.
Comme dans les autres galaxies, il se produit des supernovae à intervalles irréguliers. Si elles ne sont pas trop obscurcies par la matière interstellaire, elles peuvent devenir plus visibles que toutes les autres étoiles de la galaxie hôte.
Aucune supernova n’a été observée dans notre Galaxie depuis l’invention de la lunette. La dernière observée (par Kepler) se produisit en 1604 dans la galaxie Ophiuchus. Une autre supernova plus récente date de la seconde moitié du XVIIe siècle mais n’a pas été détectée par les astronomes de l’époque. Son rémanent, Cas A, n’a été découvert qu’au milieu du XXe siècle dans le domaine radio.
Voir aussi [modifier]
Notes [modifier]
- ↑ Compte-tenu de la position très excentrée du Système solaire, les étoiles les plus éloignées de notre galaxie sont distantes d’environ 24 kpc ; alors que l’étoile la plus proche du Soleil, Proxima Centauri, se trouve à 1,3 pc.
- ↑ a b Cette distance de 8,6 kpc a été confirmée récemment par les mesures d’Hipparcos, le satellite astrométrique de l’ESA.
Articles connexes [modifier]
