Comme nous l'avons expliqué à propos du milieu interstellaire, faute d'outils adaptés, il fallut des décennies pour que les astronomes parviennent à dresser la carte complète de la Voie Lactée car il fallut attendre de disposer de télescopes spatiaux pour dresser sa carte à partir des émissions de la poussière dans l'infrarouge lointain (IRAS, ISO, COBE, WISE, Herschel, Spitzer et le JWST).

Comme on le voit ci-dessous, grâce à la radioastronomie à 21 cm et infrarouge millimétrique (par ex. à 2.9 mm pour le CO et 158 microns pour le C⁺), aujourd'hui nous disposons d'une représentation assez fidèle de la forme complète de la Voie Lactée. Toutefois, le secteur situé derrière le bulbe central, entre les longitudes galactiques 340° et 20°, reste caché à nos regards en raison de l'absorption par la poussière tout le long de la ligne de visée. La cartographie de ce secteur ne sera jamais claire tant que nous ne pouvons pas nous éloigner verticalement du plan galactique.

Nous savons que les composantes de la Voie Lactée sont alignées selon une spirale logarithmique à 4 bras serrés autour du noyau que le Sky Catalogue 2000.0 classa encore parmi les galaxies spirales Sb. Mais en 1964 déjà, l'astronome Gérard de Vaucouleurs^[6] de l'Université du Texas avait émis l'hypothèse que la Voie Lactée était une galaxie spirale barrée, cherchant à expliquer le mouvement non-circulaire du gaz atomique qui entourait le noyau. Toutefois, dans les années 1970 de Vaucouleurs classa la Voie Lactée SAB(rs)bc II, c'est-à-dire presque au centre du modèle qu'il proposa en 1959 : une spirale non barrée avec un anneau interne (r), les bras spiralés partant directement du noyau (s).

Depuis 1991, grâce aux travaux de Blitz, Spergel, Matsumoto et consorts sur lesquels nous reviendrons, plusieurs indices (photométriques, IR, matière sombre) montrent que la Voie Lactée est bel et bien une galaxie spirale barrée de type SBcm dont l'aspect serait similaire à la belle galaxie NGC 1232 de type SAB(rs)c ou mieux encore à NGC 6744 de type SAB(r)bc présentée ci-dessous située à 30 millions d'années-lumière dans la constellation du Paon (Pavo).

A gauche, la première carte de la Voie Lactée réalisée à 21 cm (HI) par Jan Oort et ses collègues en 1958 révélant sa structure spiralée. Mais il reste un secteur inconnu situé derrière le bulbe central. Notons que le système de coordonnées galactiques n'est plus en usage aujourd'hui. A sa droite, une carte équivalente. A droite du centre, la carte de la Voie Lactée en infrarouge lointain révèle sa structure spiralée grâce à l'émission de la poussière. Toutefois la structure du secteur situé derrière le bulbe central est une représentation spéculative et artistique car elle restera inaccessible tant que nous ne pouvons pas nous écarter du plan galactique. A droite, les régions de la Voie Lactée riches en CO (et HI) et en carbone ionisé découvertes à partir de 2009 grâce au télescope Herschel de l'ESA permettent de dessiner plus précisément la structure de la Galaxie. Documents J.Oort et al., "The galactic system as a spiral nebula", MNRS, 118, 1958, p379-389; Seeds et Backman, "Perspectives in Astronomy", p184, 2008 et ESA/NASA/JPL-Caltech adapté par l'auteur.

Ainsi que nous le verrons, cette configuration n'est pas exceptionnelle et près de la moitié des disques galactiques des 77% de spirales que contient l'Univers présente une barre qui traverse le noyau. On suppose que cette barre est à l'origine des ondes de densité (voir plus bas) formant les deux bras symétriques.

Les bras de la Voie Lactée

Quelle est la forme de la Voie Lactée ? Etant plongé dans le disque galactique, il nous est difficile d'estimer sa forme. Seul le recensement du gaz interstellaire par le biais de la radioastronomie nous a permis d'évaluer sa morphologie, bien que le secteur compris entre 340° et 20° de longitude galactique soit caché par le bulbe central (représenté par le secteur sombre sur le dessin ci-dessous à gauche) et ne soit que partiellement accessible en infrarouge lointain.

Sur base des résultats du sondage du bulbe central effectué par le télescope VISTA en 2013 et du sondage BeSSeL (Bar and Spiral Structure Legacy) publié en 2020, comme on le voit ci-dessous, la Voie Lactée ressemble à une galaxie spirale barrée entourée d'au moins 4 bras serrés autour du noyau.

La Voie Lactée a la forme d'une galaxie spirale barrée. Les dernières études montrent que le bras extérieur de l'Ecu-Sagittaire se prolonge sur 16300 années-lumière. Au centre et à droite, une carte basée sur le sondage BeSSeL (Bar and Spiral Structure Legacy) publié en 2020. Documents Pablo Carlos Budassi (2023) et Xing-Wu Zheng/Nanjing U., Mark J. Reid (BeSSeL, 2020), CfA/Harvard et Smithsonian (carte).

Comme la plupart des galaxies spirales, la Voie Lactée affiche des bras qui s'enroulent dans le sens contraire dit "traînant" à celui de la rotation; vue du Pôle Nord Galactique, la Voie Lactée tourne dans le sens des aiguilles d'une montre (le sens horloger ou horaire ou encore rétrograde). C'est un effet induit par la loi du "moindre effort" ou plutôt de la minimisation de l'énergie qui permet à la matière de s'enrouler et d'être transférée le plus facilement vers le champ de potentiel minimum situé au centre de la Galaxie.

Comme on le voit sur l'illustration présentée ci-dessus à gauche, à partir de 3 kpc soit 10000 années-lumière du noyau et à distantes croissantes se trouvent le bras de la Règle (Norma), le bras principal de l'Ecu-Centaure (Croix-Ecu-Centaure), le bras extérieur de l'Ecu-Centaure (Outer Scutum-Centaurus ou OSC) qui se prolonge vers le bras secondaire harmonique du Carène-Sagittaire, l'Eperon d'Orion (bras d'Orion) et le bras principal de Persée. Plus loin encore, à 6 kpc soit 20000 années-lumière derrière le bras de Persée se trouve trois bras extérieurs. Ces noms font référence aux constellations qu'ils abritent par projection.

La Voie Lactée ressemble à une galaxie spirale barrée telle NGC 1232 (gauche) ou mieux encore à NGC 6744 (à droite) considérée comme la jumelle de la Voie Lactée. Documents ESO/IDA/Danish 1.5m/R.Gendler et MPG/ESO.

Structure spiralée stellaire

Pratiquement jusqu'à la fin du XX^e siècle, nous ne connaissions pas la structure spirale de la composante stellaire du disque galactique. Les astronomes soupçonnaient qu'elle subissait les effets des ondes de densité (voir page suivante) et gravitationnelles mais aucune structure n'apparaissait clairement en lumière blanche.

Sachant que le disque stellaire est dominé par les étoiles, seul le rayonnement infrarouge permet de l'étudier du fait qu'il est moins perturbé par les jeunes étoiles et les nébuleuses et très peu sensible à l'extinction interstellaire.

Alors que la Voie Lactée présente au moins quatre bras en lumière blanche, le bras du Carène-Sagittaire disparaît en infrarouge, ne laissant apparaître que deux immenses bras constitués d'étoiles de tout âge (à l'exception des plus jeunes) connectés aux extrémités de la barre nucléaire : le bras de la Croix-Ecu-Centaure et le bras de Persée. Les autres bras dits secondaires sont beaucoup plus diffus en infrarouge du fait qu'ils contiennent surtout du gaz et de jeunes étoiles de Population I. Comme on le voit ci-dessous, on peut comparer cette structure à celle de la galaxie M83 qui est également une spirale barrée (SAB) de même nature mais la Voie Lactée est classée SBcm.

A gauche, le modèle de la Voie Lactée en lumière blanche. Au centre et à droite, M83 photographiée en lumière blanche (centre) et en infrarouge (droite) où elle se réduit comme la Voie Lactée à deux bras épais connectés aux extrémités de la barre nucléaire. Documents Robert Hurt/ESO/NASA/JPL/Caltech adapté par l'auteur, NOAO/Allan Cook/Adam Block et ESO.

Nous verrons plus loin que la structure spiralée de la Voie Lactée est en fait plus complexe. Ainsi, par des effets de résonances, les bras peuvent se découpler de la barre principale et la barre peut même temporairement (à l'échelle cosmique) disparaître ou former une barre secondaire inscrite dans la première.

La distance au centre de la Galaxie

Dans un article publié dans les "PASJ" en 2023, les astronomes de la collaboration VERA de l'Observatoire Astronomique National du Japon (NAOJ) ont présenté le premier catalogue d'astrométrie du projet japonais VERA (VLBI Exploration of Radio Astrometry). Démarré en 2000, VERA utilise un réseau interférométrique de radiotélescopes répartis à travers le Japon grâce auquel il atteint une résolution de 0.01" ou 10 mas, équivalente à celle d'un télescope de 2300 km de diamètre. Cette résolution permet en théorie de résoudre une pièce de 2 euros placée sur la Lune.

Ces données comprennent des mesures précises de parallaxe trigonométrique annuelle et de mouvement propre de 99 sources maser (micro-ondes). Parmi elles, il y a 21 nouvelles sources. Grâce à ce sondage, les astronomes ont pu calculer plus précisément la distance du Soleil au centre de la Voie Lactée.

Pour rappel, grâce à des mesures de la parallaxe géométrique obtenues par interférométrie VLBI sur des étoiles massives et des sources masers (nébuleuses) se déplaçant par rapport au référentiel de quasars lointains, en 2011 l'Union Astronomique Internationale (UAI) valida la distance du Soleil à 8.3 ±0.23 kpc soit ~27058 années-lumière du centre Galactique^[7].

De nouvelles mesures obtenues en proche infrarouge grâce au VLTI placent le trou noir supermassif Sgr A* situé au centre géométrique de la Voie Lactée à 8277 ±9 pc soit ~26983 années-lumière du Soleil (cf. Collaboration GRAVITY et al., 2021; en PDF). Les résultats de la collaboration VERA confirment cette distance.

Ces valeurs signifient aussi qu'en une décennie les distances qui étaient encore surestimées de 2.7% en raison de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire (mais on vient d'une incertitude de 25% à la fin du XX^e siècle) ont été recalculées avec une précision qui atteint aujourd'hui ±0.1%, ce qui représente une incertitude linéaire à la distance du centre galactique d'à peine 30 années-lumière.

Répartition des sources masers (micro-ondes) sur une représentation de la Voie Lactée vue de face. Les courbes continues indiquent la position des bras spiraux identifiés grâce au sondage BeSSeL. Document Collaboration VERA/T.Hirota et al. (2023).

Puis, dans le cadre du projet VERA, les mesures de distance se sont encore affinées. Selon les astronomes de la NAOJ, en 2023 les paramètres galactiques fondamentaux sont une distance du Soleil au centre de la Galaxie, Ro = 7.92 ±0.16 stat. ±0.3sys. kpc soit environ 25819 années-lumière. C'est inférieur de 4.6% à la valeur officielle de ~8.5 kpc ou ~27058 années-lumière adoptée par l'UAI en 2011 (et de 27700 a.l. en 1985).

La collaboration VERA poursuit ses travaux en mesurant davantage d'objets, en particulier ceux proches du trou noir supermassif Sgr A* afin de mieux caractériser la structure et le mouvement de la Galaxie.

Dans le cadre de ces efforts, VERA participe à l'EAVN (East Asian VLBI Network), un VLBI composé de radiotélescopes installés au Japon, en Corée du Sud et en Chine. En augmentant le nombre de télescopes et la séparation maximale entre les télescopes, l’EAVN peut atteindre une résolution et une précision encore plus élevées.

A quelle vitesse se déplace le Soleil ? La réponse dépend du référentiel : par rapport à la Voie Lactée, au Groupe Local, au Superamas Local (Virgo) ou au fond cosmologique à 2.7 K ? La réponse devient rapidement plus difficile.

Pour accomplir une révolution autour de la Galaxie, le Soleil met environ 250 millions d'années, tournant dans le sens horloger quand on observe la Galaxie depuis le pôle nord galactique (vers la gauche sur le dessin ci-dessous).

Selon les résultats du projet VERA précité, les astronomes de la NOAJ ont calculé que le Soleil se déplace autour du centre galactique à une vitesse angulaire Ωo = 227 km/s (contre 220 km/s en 1986), un résultat 3% plus élevé que celui validé par l'UAI en 1986. Durant les prochains millénaires nous savons qe le Soleil se dirigera vers une zone dénommée l'Apex située entre le Sagittaire et le Capricorne^[8] à la vitesse propre d'environ 627 km/s.

Dans le référentiel des bras spiralés, le Soleil tourne dans le sens inverse des aiguilles d'une montre et s'éloigne du bras de Persée pour prochainement rencontrer le côté convexe du bras du Carène-Sagittaire puis le bras de la Croix-Ecu-Centaure (cf. le schéma ci-dessous à droite).

Comme on le voit ci-dessous, appeler notre structure galactique l'Eperon d'Orion (Orion Spur) plutôt que le bras d'Orion est tout à fait justifié. En effet, à y regarder de près, cette structure n'a pas la forme d'un bras classique mais celle d'une discontinuité dans l'onde spirale formant un éperon (en forme de < ) dont le sommet est relié à une branche née de la bifurcation du bras du Sagittaire à hauteur de la radiosource W51 située à 7 kpc du Soleil (22800 a.l.). Le Soleil se situe presque au sommet de l'Eperon d'Orion et sur la partie intérieure de l'Eperon qui est fortement décentré par rapport au centre de la Galaxie.

Passons en revue les différents objets de cet Eperon d'Orion en commençant par les plus éloignés.

A gauche, la région de l'Eperon d'Orion basée sur une illustration de la Voie Lactée réalisée par Diana Marques. L'image couvre un champ de 14 kpc x 22 kpc centré sur le Soleil. A droite, l'Eperon d'Orion et les bras proches du Soleil qui se tournent dans le sens horloger par rapport au Soleil comme des ondes à la surface de l'eau. Document Springer.

Loin devant le Soleil, en direction de la constellation de l'Aigle à 5.41 kpc (~17600 a.l.), à hauteur du bras du Sagittaire se trouve W51, un complexe moléculaire géant qui couvre 1° dans le ciel, très brillant, comprenant tout à la fois des nuages denses et froids, des régions HII de formations stellaires, des amas d'étoiles et des rémanents de supernovae (SNR) et autres restes. Certains astronomes ont suggéré que le Soleil était né dans ce complexe W51 (par ex. V.S.Avedisova, 1985; M.Sato et al., 2010) mais l'idée ne fait pas l'unanimité.

Comme l'a décrit l'équipe de Jialei Rong de l'Université du Yunnan en 2015, parmi les 84 molécules découvertes dans W51, outre les composés CHON habituels, il y a des nuages acides d'alcool et notamment composés d'acétone (CH₃COCH₃), de méthanoate ou formiate de méthyle (CH₃OCHO) et d'éthanol (CH₃CH₂OH). Notons qu'on retrouve les mêmes molécules organiques dans le disque circumstellaire entourant l'étoile V883 Orionis.

A mi-chemin entre W51 et le Soleil se trouve le complexe Cygnus X également appelé le "Cocon du Cygne", une région très riche située à 1.4 kpc (~4500 a.l.) qui s'étend sur environ 200 pc (650 a.l.). Elle comprend quelque 800 régions HII, des nuages moléculaires géants (3 millions M) des associations OB dont Cygnus OB2 située à 5118 années-lumière qui est l'une des associations d'étoiles massives les plus lumineuses du Groupe Local de galaxies. Cygnus OB2 comprend environ 2600 étoiles de type OB et environ 100 étoiles de type O, représentant une masse totale d'environ 10000 M, soit largement supérieure à de grandes nébuleuses comme M17, M42 ou la Carène (cf. ces études du CNRS/CEA et du CfA). Cygnus OB2 est également une source intense de rayons cosmiques.

Le Soleil évolue à travers ces nuages de gaz et de poussière en suivant une trajectoire hélicoïdale (cf. cette vidéo sur YouTube) en réponse aux perturbations gravitationnelles. Il transverse actuellement ce qu'on appelle le Nuage Local, une région dense d'environ 40 années-lumière de diamètre sur laquelle nous reviendrons (cf. page 4).

A voir : 360° View of the Milky Way, NASA/JPL

Sondage GLIMPSE360 réalisé grâce au télescope Spitzer

Photographies des régions situées à moins de 6 kpc du Soleil et dans le plan galactique (latitude ~b=0°) où l'extinction est la plus forte. A gauche, le complexe W51 (AD=19h23m, Décl.=+14°24' ou l=49°, b=0°) photographié en infrarouge. Au centre, le complexe Cygnus X (AD=20h31m, Décl.=+40°20' ou l=80°, b=0°) également photographié en infrarouge car tous deux sont totalement invisibles en lumière blanche. A droite, la nébuleuse Gum et les rémanents de la supernova des Voiles (Vela, SNR G263.9-03.3, AD=08h34, Décl.=-46°, l=263°, b=-3.3°). Il s'agit du compositage de 60 images LRGB réalisées par Bob Gendler avec une lunette Takahashi FSQ de 106 mm d'ouverture complété par des photos N/B (pour la luminance) réalisées dans le cadre du sondage DSS (Digitized Sky Survey). Voici la version annotée. Le champ couvre 16°. Voir également la photo de Vela en haute résolution sur le site de Dieter Willasch. Documents Spitzer/Caltech et Robert Gendler.

À environ 250 pc soit 800 années-lumière se trouve la nébuleuse Gum, un gigantesque complexe représentant les rémanents de la supernova des Voiles (Vela) qui est également l'objet dominant de l'Eperon d'Orion. L'ensemble des nébulosités s'étend sur plus de 20°.

Juste derrière la nébuleuse Gum, l'Eperon se divise en une branche extérieure qui est aujourd'hui en interaction avec un segment du bras principal de Persée qui se projète dans la constellation du Grand Chien et qui se termine à hauteur du Bras extérieur. La branche intérieure et inférieure de l'Eperon se confond avec les rémanents de supernovae et les nuages moléculaires géants dont les régions de formations stellaires de la Crête Moléculaire des Voiles.

On reviendra sur la cartographie de ces nébuleuses ainsi que sur les SNR.

Le champ magnétique

La Voie Lactée contient une importante masse de gaz constituant le milieu interstellaire. Ce milieu est composé d'atomes et de molécules dans un état neutre ou partiellement voire totalement ionisé par le rayonnement UV ainsi que d'électrons libres. Les nuages moléculaires sont également partiellement ionisés par les rayons cosmiques. Autrement dit, la majorité de la matière interstellaire est électriquement chargée.

Malgré les apparences, comme pratiquement rien n'est au repos dans l'Univers, ces charges se déplacent, le milieu est donc conducteur de l'électricité et peut générer un champ magnétique. Son intensité est de l'ordre de 3 mG (3 x 10^-10 T) dans le milieu interstellaire diffus, ce qui est 100000 fois plus faible que le champ géomagnétique aux pôles (5.6x10^-5 T).

Ce champ magnétique peut être observé par l'effet Faraday qui se traduit par une polarisation de la lumière, des ondes radios ou du rayonnement synchrotron galactique. Ainsi, dans une nébuleuse constituée de nuages moléculaires, les grains de poussière sont orientés par le champ magnétique, provoquant une polarisation de la lumière proportionnellement à la composante du champ magnétique dans la direction de visée (cf. R.Wielebinski, 2012 et M.Vidal et al., 2014).

De même, dans les SNR et quelques nébuleuses planétaires, l'interaction entre les électrons cosmiques relativistes (d'une énergie supérieure à 1 MeV) et le champ magnétique galactique produit différents types d'émissions : une émission de mésons qui se désintègrent notamment en photons gamma, une émission radio synchrotron (rayonnement de freinage ou Bremsstrahlung magnétique) ou un effet Compton inverse (diffusion des électrons de haute énergie sur les photons de basse énergie, en particulier sur le rayonnement cosmologique).

Carte du ciel obtenue à partir des données micro-ondes du satellite Planck montrant la polarisation de la lumière sous l'effet du champ magnétique de la Voie Lactée. A gauche, sur les poussières du milieu interstellaire, au centre sur le rayonnement synchrotron (des particules chargées se déplaçant à des vitesses élevées et piégées dans le champ magnétique). La région du Taureau se situe à l'extrême gauche et Orion à l'extrême droite. On reconnaît très bien le plan galactique avec les disque mince et épais, l'Eperon galactique dirigé vers le pôle nord galactique, les Nuages de Magellan ainsi que quelques régions HII et des filaments diffus. A droite, un modèle du champ magnétique du disque de la Voie Lactée. On reconnaît très bien la structure spiralée. Documents ESA/Collaboration Planck et U.Bonn/MPIfr.

Le champ magnétique se manifeste également par l'effet Zeeman sur les raies spectrales qui fut découvert par George E. Hale en 1908 en étudiant les taches solaires. La polarisation apparaît sous la forme d'une division des raies, phénomène détectable à travers tout le spectre, de la lumière blanche (par spectroscopie) aux ondes radioélectriques (raies HI à 21 cm, OH, CH, etc).

L'étude de ces différents phénomènes permet d'évaluer la distribution et la masse du milieu interstellaire. On reviendra sur le champ magnétique lorsque nous décrirons le centre de la Voie Lactée (cf. page 5).

Pendant des décennies, les astronomes ont pensé que c'était cette composante magnétique qui donnait sa structure à la Voie Lactée en rigidifiant ses composantes. Faute d'instruments suffisamment sensibles, cette théorie connut son heure de gloire jusqu'au début des années 1960 où les astronomes découvrirent que l'intensité des champs magnétiques était bien trop faible pour expliquer la structure spiralée de la Galaxie et encore moins sa persistence.

Prochain chapitre

La rotation différentielle de la Voie Lactée