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La Voie Lactée Formation de la Voie Lactée (VI) Nous avons expliqué précédemment comment la théorie des ondes de densité, de la corotation, l'effet des champs magnétiques et la matière sombre (ou noire) participent à différents degrés à la formation et l'évolution de la Voie Lactée, des bras spiralés et des barres. Toutefois, ces différents mécanismes n'expliquent pas totalement comment la Voie Lactée s'est formée et est devenue une galaxie spirale ni l'origine de ses différentes composantes. A. Mécanismes séculaires et fusions On estime que la Voie Lactée s'est probablement formée environ 1 milliard d'années après le Big Bang, à partir d'un nuage de gaz dense protogalactique essentiellement constitué d'hydrogène. Les processus d'accrétion, de refroidissement et d'effondrement de ce gaz sous forme d'étoiles et d'une structure spiralée enveloppée dans un halo se sont ensuite déroulés très lentement, sur une période qui dépasse 10 milliards d'années comme l'explique très bien l'article de Cristina Chiappini repris ci-dessous. A lire : The Formation and Evolution of the Milky Way (PDF), C.Chiappini, Obs.Trieste, 2001 également disponible sur le site de G.Djorgovski Gaia-ESO Survey, 2013 A propos de l'évolution stellaire de la Voie Lactée et sa métallicité
Selon des simulations effectuées par Frédéric Bournaud et Françoise Combes notamment, suite aux instabilités gravitationnelles et sous l'effet de la friction dynamique, le gaz se serait d'abord fragmenté en quelques centaines de millions d'années, donnant à la Galaxie un aspect grumeleux, tandis que le bulbe se serait formé en un milliard d'années. Concernant les bras spiralés, selon les modèles, à partir d'un disque homogène en rotation composé de gaz et d'étoiles, on estime que les premières ébauches visibles des bras sont apparues à une distance d'environ 9 kpc (30000 années-lumière) du centre de la Voie Lactée 0.9 milliard d'années après sa formation à partir de la protogalaxie. Au total, il faudra environ 1.8 milliard d'années pour que les bras spiralés soient totalement formés. Mais à l'image de toutes les galaxies de ce type, étant donné que son disque a continué d'accumuler le gaz transféré du halo jusqu'à aujourd'hui, les parties extérieures de son disque continuent de s'étendre, ce qui explique que sa longueur exacte est imprécise. Si la Voie Lactée était donc déjà assez semblable à aujourd'hui il y a plus de 8 milliards d'années, depuis la dimension horizontale de son disque a doublé. Jusqu'à présent, on pensait que la structure de la Voie Lactée n'avait jamais été perturbée par d'importantes forces extérieures et devait sa forme à sa seule dynamique interne. Mais dans une étude publiée en 2011, Chris W. Purcell et son équipe ont simulé la chute de la galaxie naine du Sagittaire sur la Voie Lactée. Leur simulation a montré que son impact a pu former les bras spiralés, influencer la barre primaire et produire un disque extérieur évasé. Deux anneaux gauchis émergent vers le centre antigalactique qui rappellent les arcs qu'on observe dans la même latitude galactique de la Voie Lactée. Depuis de nombreuses simulations ont validé cette hypothèse.
Les résultats de ces études montrent que la morphologie de la Voie Lactée n'a pas une origine purement séculaire (monolithique) et qu'elle connut une longue période de fusions mineures (la Voie Lactée absorbant des galaxies naines) il y a plus de 5 milliards d'années. La fusion de galaxies de faibles masses serait commune dans l'Univers et jouerait un rôle tout aussi important que la dynamique interne. Nous y reviendrons en détails dans l'article consacré aux interactions entre galaxies. Héraclès, une "galaxie fossile" au coeur de la Voie Lactée Dans le cadre du sondage SDSS, des scientifiques travaillant sur les données galactiques du programme APOGEE de l'Observatoire d'Apache Point ont découvert une "galaxie fossile" cachée au coeur de la Voie Lactée. Ce vestige de galaxie présente une masse équivalent à ~500 millions de masses solaires soit approximativement le double de la masse des systèmes Gaia-Encélade et la "Saucisse" découverts par Gaia. Les astronomes l'ont nommée Héraclès, du nom de l'ancien héros grec qui reçut le don de l'immortalité lors de la création de la Voie Lactée. Cette découverte fit l'objet d'un article publié dans les "MNRAS" en 2020 (en PDF sur arXiv).
Selon Ricardo Schiavon de l'Université John Moores de Liverpool (LJMU) et coauteur de cet article, "Pour trouver une galaxie fossile comme celle-ci, nous avons dû examiner la composition chimique détaillée et les mouvements de dizaines de milliers d'étoiles. C'est particulièrement difficile à faire pour les étoiles au centre de la Voie Lactée, car elles sont cachées au regard par des nuages de poussière interstellaire. APOGEE nous permet de percer cette poussière et de voir plus profondément que jamais le cœur de la Voie Lactée." Le sondage du programme APOGEE a pour mission de réaliser des spectres stellaires dans le proche infrarouge. En dix ans, APOGEE a permis d'obtenir les spectres de plus d'un demi-million d'étoiles de la Voie Lactée, y compris son noyau auparavant inaccessible car caché derrière les nuages de poussière. Pour séparer les étoiles appartenant à Héraclès de celles originaires de la Voie Lactée, les chercheurs ont mesuré avec APOGEE à la fois les compositions chimiques et les vitesses des étoiles, toute différence notable signifiant une anomalie, un groupe distinct peut-être d'origine extragalactique. Du fait que les galaxies grandissent par fusions avec des galaxies plus petites, les restes de galaxies plus anciennes sont souvent repérés dans le halo externe de la Voie Lactée plus accessible à l'observation. Mais étant donné que la Voie Lactée s'est construite de l'intérieur vers l'extérieur, trouver les premières fusions nécessite d'examiner les parties les plus centrales du halo de la Voie Lactée, celles qui sont enfouies profondément dans le disque et le pseudo-bulbe central. Selon les chercheurs, Héraclès aurait heurté la Voie Lactée il y a 10 milliards d'années, alors que notre Galaxie en était encore en formation. Les restes d'Héraclès représentent environ un tiers du halo sphérique de la Voie Lactée. C'est une très grande proportion. Le fait qu'il se cache au plus profond de la Voie Lactée explique qu'il n'ait pas été découvert auparavant. Rappelons que la cinquième phase du sondage SDSS s'appuie sur les données d'APOGEE pour mesurer les spectres d'environ 5 millions d'étoiles distribuées dans toute la Voie Lactée, tant en infrarouge qu'en lumière visible. On espère que cela conduira à de nouvelles découvertes. Le Kraken, la galaxie naine qui fusionna avec la Voie Lactée Dans un article publié dans les "MNRAS" en 2020, Diederik Kruijssen de l'Université de Heidelberg et ses collègues ont analysé les propriétés des amas globulaires de la Voie Lactée et sont parvenus à reconstituer l'historique des collisions-fusions successives qui ont formé notre Galaxie. Au cours de ces simulations, ils ont découvert les traces d'une ancienne fusion avec une petite galaxie qu'ils ont nommée "Kraken". Pour déterminer comment la Voie Lactée atteignit sa taille actuelle et sa forme spiralée avec un pseudo-bulbe en forme de X, les chercheurs ont développé une simulation de la Voie Lactée appelée "E-MOSAICS" ((MOdelling of Star cluster population Assembly In Cosmological Simulations within EAGLE) qu'il ont combinée à de l'intelligence artificielle. Les chercheurs ont créé un réseau neuronal pour analyser les amas globulaires de la Voie Lactée sachant qu'ils ont pu servir de blocs de construction aux galaxies dès l'aube de l'Univers.
La Voie Lactée héberge quelque 180 amas globulaires, dont beaucoup se sont formés dans des petites galaxies qui ont fusionné avec la Voie Lactée. Les chercheurs les ont donc utilisés pour déterminer le nombre d'étoiles contenues dans ces galaxies progénitrices. Cela a également permis aux chercheurs de mieux comprendre quand elles ont fusionné avec la Voie Lactée. Les chercheurs ont pu relier les âges, les compositions chimiques et les mouvements orbitaux des amas globulaires aux galaxies primitives qui les ont créés. Grâce à cette cartographie dynamique, les chercheurs ont construit une image complexe des interactions que connut notre Galaxie jusqu'à aujourd'hui. Ils ont découvert qu'il y a environ 11 milliards d'années, la jeune et petite Voie Lactée qui était en formation connut sa plus grande collision jamais enregistrée. Les collisions intergalactiques étaient courantes dans le passé, mais celle-ci fut spectaculaire. Selon Kruijssen, "La collision avec Kraken a dû être la fusion la plus importante que la Voie Lactée ait jamais connue. Auparavant, on pensait qu'une collision avec la galaxie Gaia-Encélade-Saucisse, qui eut lieu il y a environ neuf milliards d'années, était la plus grande collision. Cependant, la fusion avec Kraken eut lieu il y a 11 milliards d'années, lorsque la Voie Lactée était quatre fois moins massive. En conséquence, la collision avec Kraken a vraiment transformé l'apparence qu'avait la Voie Lactée à l'époque." Selon les chercheurs, au cours de sa vie, notre Galaxie absorba au moins 5 galaxies naines possédant plus de 100 millions d'étoiles et environ 15 autres ayant au moins 10 millions d'étoiles. Les plus massives ont fusionné il y a entre 6 et 11 milliards d'années. Kraken était l'une d'entre elles et même la plus massive avec une masse équivalente à 460 millions de masses solaires (soit 20 fois inférieure à la masse actuelle du Grand Nuage de Magellan). Parmi les autres collisions-fusions notables, il y eut le progéniteur des "Courants d'Helmi" il y a environ 10 milliards d'années, la petite collision-fusion de "Séquoia" survenue il y a environ 9 milliards d'années, "Gaia-Encélade" qui remonte entre 8 et 10 milliards d'années et "Sag DEG" (Sagittarius) qui effectua trois passages depuis 8 milliards d'années. On reviendra dans un autre article sur les découvertes de Gaia et notamment sur ces petites galaxies qui perturbèrent la Voie Lactée ou qu'elle absorba. De nouvelles galaxies naines autour de la Voie Lactée En 1995, plus de 35 galaxies naines avaient été découvertes gravitant autour de la Voie Lactée en comptant les deux Nuages de Magellan. 17 galaxies sont situées dans l'hémisphère nord. En 2020, on dénombrait environ 40 galaxies naines et une cinquantaine en 2024 (cf. le Groupe Local). Des études indiquent que la Voie Lactée serait escortée par environ 150 galaxies supplémentaires qui restent à découvrir (cf. E.O. Nadler et al., 2020). Voici quelques galaxies satellites remarquables. Ursa Major III/UNIONS 1 : alias UMa3/U1 ou simplement Ursa Major III fut découverte dans la constellation de la Grande Ourse dans le cadre du sondage UNIONS (Ultraviolet Near Infrared Optical Northern Survey) auquel participent les observatoires du CFHT, Pan-STARRS et Keck installés à Hawaï (cf. S.Smith et al., 2024). Elle se situe à seulement 32600 années-lumière du noyau de la Voie Lactée et son périapse (ou péricentre, la distance minimale de l'orbite par rapport à son foyer) se trouve à 41700 années-lumière du Soleil.
Comme illustré ci-dessus, UMa3/U1 est tellement petite et anémiée qu'elle n'apparaît pas comme tel sur les photographies. Cette structure fut identifiée indirectement grâce à la direction du déplacement de ses étoiles et de leurs vitesses de dispersion. Il s'agirait soit d'un amas stellaire soit d'une micro-galaxie naine ultra-compacte comprenant seulement 50 à 60 étoiles. 11 étoiles sont cataloguées dont 8 ont des données astrométriques dans le catalogue de Gaia. Mais deux des onze étoiles pourraient être étrangères au système. UMa3/U1
présente un rayon d'environ 3 ±1 pc soit ~10 années-lumière (et de 20 années-lumière
en comptant l'espace qui regroupe 50% de sa luminosité totale) pour une masse
totale estimée à seulement ~16 M Les
étoiles d'UMa3/U1 appartiennent à une population stellaire pauvre en métaux ([Fe/H] ~ -2.2)
et seraient âgées d'au moins 11 milliards d'années. En moyenne, il s'agit de petites
étoiles de 0.3 M Selon Simon E.T. Smith de l'Université de Victoria et co-découvreur de ce système, "Il s'agit soit de l'amas de vieilles étoiles le plus faible connu à ce jour, soit de la galaxie naine la plus faible et la plus proche jamais découverte." En effet, avec si peu d'étoiles, les auteurs hésitent malgré tout à qualifier UMa3/U1 de galaxie naine car il pourrait également s'agir d'un amas stellaire.
Sur le plan cinématique, selon les auteurs l'orbite d'UMa3/U1 le fait traverser les régions internes de la Voie Lactée, où les forces gravitationnelles de marée sont les plus fortes. Sans l'effet gravitationnel de grandes quantités de matière sombre pour lier les étoiles, UMa3/U1 ne serait pas en mesure de survivre sur son orbite actuelle, même pendant une petite fraction de sa durée de vie estimée. Mais malgré les incertitudes entourant les mesures d'un système aussi clairsemé, sa vitesse de dispersion moyenne serait de l'ordre de 1 km/s et donc très faible. Dans ces conditions, un tel système serait capable de survivre au champ de marée de la Voie Lactée, ce qui explique pourquoi UMa3/U1 n'a pas été disloqué jusqu'à présent. La présence d'anciennes galaxies satellites, faibles et dominées par la matière sombre est une prédiction fondamentale du modèle cosmologique ΛCDM qui décrit l'origine de la structure de l'Univers. Il prédit notamment que des galaxies comme la Voie Lactée ont absorbé par accrétion-fusion des centaines de galaxies satellites au cours de leur évolution. Confirmer la présence de matière sombre dans UMa3/U1 est donc essentiel pour déterminer son origine. La confirmation directe nécessite des spectres stellaires d'une qualité parfaite pris au fil du temps, qui ne sont pas encore disponibles sur aucun des plus grands télescopes (VLT, Keck, Subaru ou JWST). Peut être que le futur ELT de 39 m de l'ESO y contribuera. Mais selon une étude complémentaire anglo-saxonne, la présence de matière sombre est très probable. Des données supplémentaires sur la vitesse de dispersion des étoiles notamment sont donc nécessaires pour préciser la nature d'UMa3/U1 (comme d'autres amas stellaires ont changé de catégorie et sont devenus des galaxies naines). Dwingeloo 1 : cette galaxie fut détectée par un radiotélescope néerlandais en 1994. Il s'agit d’une galaxie spirale barrée naine (SBcd) de magnitude 17.7 située à 3 Mpc (9.8 millions d'a.l.) dans la constellation de Cassiopée (A.D.: 02h56.9m, Décl.: +58°55’), derrière la Voie Lactée et donc quasiment invisible. Elle est un peu plus brillante que le fond stellaire. Elle présente un diamètre apparent de 4.2' soit d'environ 4 kpc (13000 a.l.). Dwingeloo 1 s'éloigne de la Voie Lactée à environ 256 km/s. Comme on le voit ci-dessous à gauche, Dwingeloo 1 se présente comme une tache oblonge dont le disque est incliné de 50° par rapport à l'observateur. Elle est escortée par 2 petites galaxies satellites : Dwingeloo 2 et MB 3 et fait partie du groupe IC342/Maffei contenant à ce jour 24 membres dont une bonne moitié de petites galaxies irrégulières, la plupart découvertes par R.Kraan-Korteweg. Les deux bras spiraux de Dwingeloo 1 s'étendent sur 180° à partir des extrémités de la barre, la galaxie tournant dans le sens anti-horloger.
De l'hydrogène neutre a été détecté jusqu'à 7.5' soit 6 kpc (20000 a.l.) du centre et sa distribution est typique des galaxies barrées, relativement plate avec un minimum au centre ou le long de la barre. La masse totale d'hydrogène neutre est estimée à 370-450 millions de masses solaires. Sa masse totale estimée jusqu'à 6 kpc est d'environ 31 milliards de masses solaires, équivalente à celle de la galaxie M33 et 25% de celle de la Voie Lactée. Dwingeloo 1 est pauvre en gaz moléculaire, la quantité totale d'hydrogène moléculaire ne dépassant pas 10% de celle de l'hydrogène neutre. Enfin, des observations optiques ont permis de détecter environ 15 régions HII principalement le long des bras spiraux. SagDEG : C'est en étudiant les étoiles carbonées du halo et en analysant les magnitudes, couleurs et mouvements propres obtenus par de grands sondages stellaires que le doctorant Rodrigo Ibata de l'Université de Cambridge et ses collègues découvrirent en 1994 une concentration d'étoiles dans le Sagittaire. Une analyse spectrale et radioélectrique permirent de conclure qu'il s'agissait d'une galaxie naine membre de l'Amas Local.
Brillant à la magnitude 4.5 pour une magnitude absolue de -12.7, cette galaxie présentée ci-dessus s'étend sur 3°10' x 8°10' aux coordonnées équatoriales A.D.: 18h55.1m, Décl.: -30°29'. Elle se situe à environ 81000 années-lumière du Soleil et 50000 années-lumière du centre de la Galaxie et présente un diamètre de 10000 années-lumière. Il s'agit d'une galaxie naine de forme sphéroïde de classe dSph. Son nom officiel est SDG ou SagDEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy), à ne pas confondre avec SagDIG (Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy), un autre membre de l'Amas Local. La masse de SagDEG est estimée à 180 millions de masses solaires et contient moins de 10000 masses solaires d'hydrogène atomique. Elle abrite 4 amas globulaires et 2 nébuleuses planétaires. SagDEG présente une vitesse radiale de +142.1 km/s et un indice de couleur B-V = 0.7. Elle paraît dont un peu plus jaune que le Soleil (~G5 contre G2 et B-V = 0.63). L'abondance de l'oxygène [(12+log(O/H)] est de 8.35, voisine de celle relevée dans le voisinage du Soleil (~8.75) et sa métallicité [Fe/H] = -1.1, donc moins riche en éléments lourds que la Voie Lactée (+0.06). Ce manque de métaux - 20 fois moins que la Voie Lactée - s'explique probablement du fait qu'elle s'est formée il y a très longtemps, à une époque où les étoiles contenaient peu de métaux comparées aux étoiles qui se sont formées plus récemment et qui furent enrichies par les supernovae. Selon des analyses conduites en 1998 par Rosemary Wyse de l'Université Johns Hopkins, cette petite galaxie est en train d'être absorbée par la Voie Lactée, se disloquant sous l'effet des puissantes forces gravitationnelles de notre Galaxie. Mais selon les simulations, SagDEG devrait déjà avoir disparue car elle serait déjà passée au moins 10 fois par la région centrale de la Voie Lactée au cours du dernier milliard d'années. On ne comprend pas comment elle a subsisté à ces perturbations, à moins de tenir compte de la présence de matière sombre qui maintiendrait les étoiles ensemble par l'effet de la gravité. La situation relativement proche de cette galaxie permet non seulement d'étudier sa composition mais également d'identifier les étoiles issues de SagDEG et s'étendant dans notre proche banlieue (à hauteur du bras extérieur à 3 kpc). Son étude apporte aussi des précisions sur la forme du potentiel galactique, c'est-à-dire le potentiel gravitationnel qui traduit la répartition de la densité de masse totale. On reviendra sur SagDEG à propos des découvertes de Gaia.
IC342 : il s'agit d'une belle petite galaxie spirale Sc bleutée de magnitude 9.2 qui donna son nom au groupe. Elle mesure 23 kpc (75000 a.l.) pour un diamètre apparent de 36.3'. On pense que IC342 s'est formée à la même époque que la Voie Lactée à partir d'un immense nuage d'hydrogène. Cette protogalaxie s'est effondrée sous les forces gravitationnelles et donna naissance à plusieurs amas de matière; l'un formant la Voie Lactée, un autre M31 et quelques autres les membres du groupe Maffei dont IC342 ainsi que nos deux galaxies naines compagnes, le Petit et le Grand Nuage de Magellan. Il y a 5 ou 10 milliards d'années, le groupe IC342/Maffei se situait tout près de la galaxie d'Andromède alors que celle-ci venait d'absorber une galaxie naine. Pour retrouver son équilibre, M31 éjecta le groupe IC342 qui est aujourd'hui à la dérive dans l'Amas Local. Eridanus 1, Horologium 1, Segue 1, Reticulum 2 et consorts : en étudiant la distribution de l'énergie sombre dans l'univers dans le cadre du sondage DES (Dark Energy Survey) qui porte sur l'étude de 300 millions de galaxies dans un espace de 5000 degrés carrés de l'hémisphère sud, en 2015 une équipe d'astronomes de l'Université de Cambridge a découvert 11 nouveaux objets orbitant autour de la Voie Lactée. Ces objets sont des milliards de fois plus pâles que la Voie Lactée et un million de fois moins massifs. Le plus proche se situe à environ 95000 années-lumière (Horologium 1), tandis que le plus éloigné se situe à 1.2 million d'années-lumière (Eridanus 1). Trois parmi ces objets sont des galaxies naines contenant à peine 5000 étoiles, les huit autres pouvant être soit des galaxies naines soit des amas globulaires. Les plus grands objets couvrent une surface de 13'x13' dans le ciel, soit à peine le quart de la Lune. Fait intéressant, Reticulum 2 est un émetteur gamma, ce qui suggère qu'il abrite autre chose que quelques milliers d'étoiles ordinaires. C'est un bon candidat pour la recherche de matière sombre. L'équipe de l’Institut de Cosmologie Computationnelle (ICC) de l'Université de Durham et du Centre d’Astrophysique Harvard-Smithsonian (CfA) a découvert des indices prouvant que les plus petites galaxies gravitant autour de la Voie Lactée comptent parmi les toutes premières galaxies formées dans l'Univers. Leur découverte fut publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2018.
Les résultats du groupe de recherche suggèrent que les galaxies naines dont Segue-1, Bootes I, Tucana II et Ursa Major I comptent parmi les toutes premières galaxies qui se sont formées à partir des nuages protogalactiques froids installés au coeur même des halos de matière sombre. Rappelons que cette phase de refroidissement, connue sous le nom des "Âges Sombres" cosmiques, commença vers 300000 ans après le Big Bang. Finalement, le gaz qui s'était refroidi à l'intérieur des halos est devenu instable et commença à former les premières étoiles ainsi que les premières galaxies. La fin de la réionisation 1.1 milliard d'années après le Big Bang mit un terme aux Âges Sombres. Sownak Bose, postdoctorant au CfA, en collaboration avec Alis Deason et Carlos Frenk, directeur de l'ICC de l'Université de Durham, ont identifié deux populations de galaxies satellites gravitant autour de la Voie Lactée. La première comprend une population très pâle constituée des galaxies qui se sont formées pendant les Âges Sombres. La seconde comprend une population un peu plus brillante constituée de galaxies qui se sont formées des centaines de millions d'années plus tard, lorsque l'hydrogène ionisé par le rayonnement ultraviolet intense émis par les premières étoiles était capable de se refroidir pour former des halos de matière sombre plus massifs. Fait remarquable, l'équipe découvrit qu'un modèle de formation de galaxie qu'ils avaient développé précédemment correspondait parfaitement avec les données, leur permettant de déduire les temps de formation des galaxies satellites. Selon Carlos Frenk, "trouver les premières galaxies qui se sont formées dans notre Univers en orbite autour de la Voie Lactée est l'équivalent astronomique de trouver les restes des premiers humains Terre : c'est très excitant". Cette découverte renforce le modèle cosmologique ΛCDM dont Frenk est l'un des inventeurs dans lequel les particules élémentaires formant la matière sombre influencent l'évolution cosmique et la dynamique des galaxies. Le rayonnement ultraviolet intense émis par les premières étoiles ionisa les atomes d'hydrogène restants, rendant difficile le refroidissement de ce gaz et la formation de nouvelles étoiles. Le processus de formation des galaxies s'est alors interrompu et aucune nouvelle galaxie n'a pu se former pendant un milliard d'années. Finalement, les halos de matière sombre sont devenus tellement massifs que même le gaz ionisé a pu se refroidir. La formation des galaxies a repris, aboutissant à la formation de galaxies lumineuses imposantes comme la Voie Lactée et M31. Cette étude a mis en évidence la complémentarité entre les prédictions d'un modèle théorique et les données réelles. Au début des années 2000, les plus petites galaxies à proximité de la Voie Lactée seraient passées inaperçues. Avec la sensibilité croissante des sondages actuels et futurs des galaxies, une véritable mine de petites galaxies est apparue, permettant aux astrophysiciens de tester des modèles théoriques dans de nouveaux régimes. Interactions et sursaut de formations d'étoiles En étudiant l'évolution des galaxies naines proches de la Voie Lactée, on a découvert qu'elles participent à la formation de nombreuses nouvelles étoiles. Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2020, l'astronome Masashi Chiba de l'Université de Tohoku de Sendai, au Japon et le doctorant Takahiro Miyoshi, ont montré que la plupart de ces petites galaxies se sont illuminées lors de leur première traversée du champ gravitationnel de la Voie Lactée, lorsque de nouvelles étoiles se sont formées. Mais ensuite, dans la plupart des cas, les petites galaxies ont rapidement cessé de former des étoiles car la Voie Lactée les a dépouillées de leur gaz. Les deux chercheurs ont étudié sept galaxies naines sphéroïdales satellisées autour de la Voie Lactée grâce au satellite Gaia de l'ESA. Sur base des mouvements des galaxies, ils ont calculé leurs orbites autour du centre de la Voie Lactée. Les astronomes ont ensuite calculé ces trajectoires à l'époque où ces galaxies formaient des étoiles. Selon Chiba, "Nous avons constaté qu’il y avait une très belle coïncidence entre l'époque de la première chute du satellite [sur la Voie lactée] et l'époque du pic de formation stellaire". Les chercheurs attribuent l'explosion de formations stellaires dans ces galaxies naines aux interactions qu'elles subirent avec la Voie Lactée. En effet, lors de la rencontre rapprochée, la Voie Lactée comprima le gaz de ces galaxies naines, provoquant l'effondrement de ce gaz et la création de nombreuses nouvelles étoiles.
À titre d'exemple, la galaxie naine du Dragon (Draco I ou UGC10822) est entrée pour la première fois dans le champ gravitationnel de la Voie Lactée il y a 11 milliards d'années et forma de nombreuses étoiles à l'époque, mais plus jamais ensuite. Plus récemment, la galaxie naine Leo I entra dans le champ gravitationnel de notre Galaxie il y a moins de 2 milliards d'années, une époque qui coïncida avec son dernier sursaut de formations stellaires. Mais aujourd'hui, Leo I ne crée plus de nouvelles étoiles car, comme Draco I, elle a perdu son gaz et est anémiée comme on le voit sur les images ci-dessus. Les chercheurs confirment que le phénomène inverse est également vrai : les galaxies naines qui ont gardé leurs distances avec la Voie Lactée ont conservé leur gaz plus longtemps. C'est notamment le cas de Fornax Dwarf et Carina Dwarf qui ont mieux survécu. Selon Chiba, "Ces deux galaxies ont gardé leur gaz interstellaire, de sorte que la formation d'étoiles continua". Les deux galaxies ont réussi à former de nouvelles étoiles pendant des milliards d’années après avoir traversé le champ de la Voie Lactée. Toutefois, aujourd'hui aucune des deux galaxies n'a conservé de gaz. Nous reviendrons en détails sur ces galaxies naines à propos des découvertes de Gaia. B. Origine et formation du noyau, du disque, du bulbe et du halo Si les astronomes comprennent globalement comment s'est formée la Voie Lactée ou toute autre galaxie, ils sont encore au stade des hypothèses concernant la nature, l'origine et l'évolution de chacune de ses composantes. Les simulations sont une aide précieuse car elles permettent de comprendre globalement comment se forme une galaxie à partir d'une nappe informe de gaz léger avec ou sans étoiles et en tenant compte ou non de mécanismes d'accrétions et autres résonances. Grâce à ces simulations, on peut rapidement classer les théories en différentes hypothèses plus ou moins réalistes et probables et identifier de suite les modèles irréalistes qui ne sont pas conformes aux observations. Dans un article publié en 1995, l'astronome canadien Sidney van den Bergh nous rappelle que de nombreuses théories ont été proposées pour expliquer l'origine du disque, du bulbe et du halo de la Voie Lactée. Passons en revue ces différentes hypothèses à la lumière des récentes découvertes, y compris la découverte du noyau original. 1. Identification du noyau original Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2022, une équipe internationale de chercheurs annonça la découverte probable du noyau original de la Voie Lactée. Les astronomes ont longtemps émis l'hypothèse qu'un noyau d'étoiles existe quasi certainement au centre de la Voie Lactée, mais jusqu'à présent ils n'avaient pas réussi à le prouver. Ils ont bien découvert quelques amas d'étoiles dans le parsec central qui entoure Sgr A* mais ils ne forment pas le noyau original. Ils ont également découvert une population d'étoiles pauvres en métaux tout près du centre galactique, mais les chercheurs ne l'ont pas considéré comme le noyau original mais plutôt comme le résulat d'une fusion mineure (cf. M.A. Sedda et al., 2020). Cette fois, dans le cadre du sondage APOGEE du SDSS exploitant les données du satellite Gaia de l'ESA, Hans-Walter Rix de l'Institut Max Planck d'Astronomie à Heidelberg et ses collègues ont relevé le défi en passant au crible les données de Gaia (APOGEE DR17 et Gaia DR3), en particulier les spectres XP (obtenus par les spectro-photomètres BP et RP). Selon les modèles, s'il existe un amas d'étoiles au centre de la Galaxie, ce sont probablement des étoiles beaucoup plus pauvres en métaux que les autres étoiles car elles se seraient formées avant que ces métaux aient été formés et soient dispersés dans la zone galactique où la Voie Lactée se forma. Ces étoiles seraient donc probablement constituées principalement d'hydrogène et d'hélium.
Rechercher uniquement les étoiles qui entrent dans cette catégorie signifie limiter le sondage au centre géométrique de la Voie Lactée situé dans la constellation du Sagittaire. Mais c'est un espace très vaste qui couvre 30° autour centre galactique contenant quelque 2 millions d'étoiles géantes jusqu'à la magnitude GBP < 15.5 très pauvres en métaux.
Grâce à l'assistance informatique et beaucoup de persévérance, les
chercheurs ont fini par trouver ce qu'ils cherchaient. Ils ont découvert
un amas d'environ 18000 étoiles au centre de la Voie Lactée qui
représente une masse stellaire de 5 x 107
M Les chercheurs ont également mesuré le mouvement de cet amas d'étoiles par rapport aux autres étoiles environnantes et ont identifié l'emplacement de ce qui devrait être le centre du disque galactique. Selon les chercheurs, "ces étoiles centrales pauvres en métaux sont probablement antérieures à la partie la plus ancienne du disque (âgée de 12.5 milliards d'années), ce qui implique qu'elles se sont formées à z ≥ 5, formant ainsi la proto-Voie Lactée." 2. Origine du disque L'origine du disque épais ou TD (y compris de sa composante MWTD faible en métal et indirectement du disque mince) a fait l'objet de nombreuses études, parmi lesquelles on peut relever quatre solutions : - par accrétion, effet de marée et fusion mineure de galaxies naines. Cette théorie implique que nous devrions retrouver des traces de ces évènements dans le disque et dans le halo stellaire, ce qui est effectivement le cas (par ex. SagDEG). Mais suite à ces fusions, on devrait également observer des déplacement stellaires en tout sens dans le disque et des trajectoires excentriques. Faute de preuves, cette hypothèse fut longtemps écartée, juqu'aux découvertes du satellite Gaia. - par chauffage (friction dynamique) du gaz du disque mince lors des fusions avec des galaxies assez massives. Cette théorie exige des mergeurs ayant une masse d'au moins 20% de celle de la Voie Lactée. Ce mécanisme impose leur fusion avec le disque mais également avec le bulbe, le rendant plus massif, ce qui n'est pas le cas. - par migration radiale des étoiles sous l'effet de la résonance de corotation, le disque épais se formant à partir du disque mince et tournant dans le même sens que ce dernier. Nous avons expliqué que cette théorie est conforme aux observations concernant la migration des étoiles vers l'extérieur et le gradient d'abondance en métaux mais elle suppose aussi l'existence d'un mécanisme qui réalimente le disque mince, par exemple par de nouvelles fusions mineures. - par formation in situ lorsque la Galaxie s'est formée à partir d'un nuage de gaz protogalactique. Cette théorie impose soit un disque de gaz primordial très épais soit une Galaxie très riche en gaz lors de sa formation et un milieu interstellaire très turbulent et donc instable. Par friction dynamique, les fragments condensés de gaz auraient également pu migrer vers le centre et former le bulbe. En résumé, jusqu'aux premières découvertes de Gaia en 2016, les astronomes estimaient que les trois dernières hypothèses étaient plus probables à différents degrés que la première et ont probablement joué un rôle ou continuent à modeler la forme de la Voie Lactée et influencer son évolution.
Ceci dit les théories évoluent et sont parfois démenties par les nouvelles découvertes. Pour ne prendre qu'un exemple, nous verrons à propos des découvertes de Gaia et le crash de la galaxie naine sphéroïdale du Sagittaire (SagDEG) que le taux de formation d'étoiles dans la Voie Lactée a diminué depuis sa formation jusqu'il y a environ 5 milliards d'années, où il a soudainement augmenté. Selon les chercheurs, jusqu'à la moitié de la masse totale de toutes les étoiles créées dans le disque mince - qui contient la majorité des étoiles de la Galaxie - fut produite au cours de cette période (cf. T.Ruiz-Lara et al., 2020). Dans ce cas ci, l'accrétion et la fusion mineur avec SagDEG a donc joué un rôle important dans l'évolution de la Voie Lactée. 3. Origine du bulbe L'origine du bulbe doit également être précisée. Il obéit à un mécanisme de formation non-classique puisqu'il s'agit d'un pseudo-bulbe. Au moins trois théories peuvent rendre compte de sa formation, certaines étant également plus probables que d'autres : - par fusions mineures classiques avec des mergeurs. Dans ce cas, la vitesse et la rotation des mergeurs étant aléatoires, le bulbe perdrait finalement son moment angulaire et s'arrêterait de tourner. Ce n'est pas ce qu'on observe et ce mécanisme n'est donc pas la principale cause de son existence. - par migrations d'étoiles du disque attirées vers le puit gravitationnel central en raison de la résonance avec la barre. Cela donnerait effectivement naissance à un bulbe en X avec un transfert d'étoiles jeunes vers le bulbe, lui donnant donc une couleur moins rouge que dans le modèle classique. - par formation in situ primordiale par fragmentation des nuages de gaz suivie par leur accrétion puis leur condensation au centre de la protogalaxie. Ce mécanisme est possible mais exige que les étoiles aient migré au centre du bulbe avant qu'elles soient perturbées par les différents phénomènes astrophysiques. En effet, outre les perturbations gravitationnelles auxquelles le gaz est très sensible, les vents cosmiques générés par l'explosion des supernovae ont toutes les chances de disperser les nuages de gaz protostellaires avant que naissent les protoétoiles ou avant que ces fragments de gaz n'arrivent au centre de la Galaxie. La Voie Lactée présente un pseudo-bulbe peu massif et ne semble pas avoir connu de fusion importante depuis quelques milliards d'années. C'est également le cas de la majorité des galaxies qui présentent un bulbe très modeste ou un pseudo-bulbe. Elles n'ont donc pas connu de fusions majeures. Selon les sondages du ciel profond, environ 10% des galaxies seulement ont connu des interactions et des fusions au cours des derniers 7 milliards d'années, ce qui est très peu. Ce constat élimine donc la première théorie. La troisième étant peu probable, il faut considérer que le bulbe de la Voie Lactée comme celui de la plupart des galaxies spirales s'est formé par migration de matière du disque plutôt que par fusion de galaxies. 4. Origine du halo L'origine du halo stellaire est également controversée. En se basant sur les propriétés des étoiles du halo (dispersion des vitesses, abondance des éléments), en 1962 la première idée des astronomes Olin Eggen, Donald Lynden-Bell et Allan Sandage fut de supposer que la Voie Lactée s'était formée par "collapse dissipatif", c'est-à-dire effondrement gravitationnel du gaz constituant le halo : c'est le scénario ELS. Dans ce scénario, le halo contenait de l'hydrogène qui s'est progressivement effondré en formant un disque renflé en son centre et en rotation qui donna naissance à la Voie Lactée. On retrouverait les étoiles les plus jeunes au centre du disque mince et les plus âgées présentant une faible abondance en éléments lourds en périphérie du halo. Or on découvrit par la suite suffisamment de contre-exemples pour rejeter cette théorie. En 1977, au cours de la conférence intitulée "The Evolution of Galaxies and Stellar Populations" donnée à Yale, Leonard Searle rejeta cette théorie en expliquant qu'il existait des amas globulaires très âgés présentant tout un gradient d'abondances sans rapport avec leur distance au centre de la Voie Lactée. Son observation fut confirmée la même année par les simulations d'Alan Toomre et par la suite pour d'autres types d'étoiles, dont les variables RR Lyrae en 1991. Par la suite on découvrit des queues de marée dans le halo (celles des Nuages de Magellan puis de SagDEG) suggérant que le halo était plutôt le résultat des interactions de la Voie Lactée avec de petites galaxies. Quelle théorie retenir : l'effondrement global ou l'accrétion de matière dans un contexte cosmologique ? Une nouvelle fois, seules les simulations peuvent orienter les chercheurs vers l'une ou l'autre solution plus probable que l'autre.
On peut déjà rapidement évaluer si le halo est homogène et isotrope, ce qui serait un indice de la présence ou non de courants de marée. Les observations indiquent que le degré d'inhomogénéité atteint environ 50%; autrement dit la moitié des étoiles présentent une distribution homogène. Mais cela ne plaide pas en faveur de l'effondrement car en plus de 10 milliards d'années, les composantes du halo et notamment les filaments et autres queues de marée ont eu tout le temps de se relaxer et de retomber de manière homogène sur le disque. Pour valider le scénario ELS, il faut aller plus loin et quantifier les inhomogénéités existantes et ensuite les modéliser. Que nous apprennent les simulations ? Aux dernières nouvelles, environ 10% des étoiles du halo auraient pu se former sur place, sans bénéficier d'accrétion extérieure. On en conclut donc temporairement que la plus grande partie du halo s'est formée par la fusion de petites galaxies avec la Voie Lactée, le disque contribuant également à libérer une certaine quantité de matière (gaz, poussières et étoiles) dans le halo. Pour affiner ces conclusions et valider ces modèles, il faut disposer de plus de données, en particulier du relevé des positions, mouvements propres et vitesses radiales d'un plus grand nombre d'étoiles. C'est la mission du sondage APOGEE du SDSS précité qui exploite le satellite Gaia de l'ESA lancé en 2013. En 2022, Gaia avait catalogué 1.7 milliard d'étoiles jusqu'à la magnitude 20 ainsi que 6.6 millions de candidats QSO notamment, et on attend la version finale (DR5) en 2030. Idéalement, ce catalogue stellaire doit être complété avec les données sur les compositions chimiques de ces étoiles obtenues au moyen des télescopes terrestres et spatiaux. Ce jour là, les astronomes pourront simuler l'évolution de la Voie Lactée depuis sa formation en tenant compte de plusieurs milliards de particules-tests représentant les propriétés réelles des étoiles de notre Galaxie et non plus définies et distribuées au hasard dans un nuage de points, complété par les paramètres des milliers de nébuleuses et nuages moléculaires déjà répertoriés. On reviendra sur les découvertes de Gaia. Entre 2018 et 2019, l'équipe de Philip Kaaret de l'Université d'Iowa en collaboration avec des chercheurs de la NASA a étudié le halo galactique et la distribution de son gaz chaud dans le but de déterminer la forme halo, l'origine de ce gaz et si possible identifier la composante de la matière sombre qu'il contient. Pour cette étude, ils disposaient du nano-satellite HaloSat (ou Soft X-ray Surveyor), un CubeSat 6U de 10x20x30 cm pesant 12 kg équipé de trois détecteurs sensibles à deux raies spectrales de l'oxygène émettant dans les rayons X mous à 561 eV (O VII) et 653 eV (O VIII) avec une sensibilité proche de 600 eV et une résolution en énergie de 100 eV. Chaque observation couvrait un champ d'environ 10°x10°, leur permettant de couvrant 90% de la voûte céleste en un an. Les chercheurs ont fait plusieurs découvertes. La première, le halo a la forme d'un disque aplati, s’étendant davantage dans le plan galactique que dans la direction perpendiculaire (c'est un ellipsoïde asymétrique) et grumeleux qui s'étend jusqu'à 700000 années-lumière du noyau. On le qualifie de "grumeleux" car le gaz présente des inhomogénéités de densité et de température résultant de processus comme les vents galactiques, l'accrétion de matière intergalactique et les interactions avec des galaxies satellites. Le halo contient du gaz très chaud porté à 2 millions de Kelvins (selon l'étude de P.Kaaret) dont une partie à haute densité lumineuse en rayons X. Ce gaz provient des milieux interstellaire et intergalactique, en particulier de la matière éjectée par les jeunes protoétoiles et des supernovae proches, et se renouvelle en permanence. On retrouve ce type de gaz (dont Si XIV et Ne X) dans les spectres d'absorption d'au moins trois quasars lointains (les AGN Mkr 421, IES 1553+113 et NGC 3783), en tant que milieu absorbant. En fait, dans d'autres études, la température du gaz du halo de la Voie Lactée varie entre 10000 K (cf. A Gupta et al., 2010) et 10 millions de K (cf. S.Das et al., 2019). Ces différences s'expliquent par l'existence d'un mélange de gaz en phase froide (~104 K), en phase virielle (~106 K ou 0.2 keV) et même "supervirielle" (~107 K ou 0.8 keV), ainsi appelé parce que sa température est comparable à la température virielle de la Voie Lactée (plutôt que de l'appeler gaz "coronal" ou "chaud" pour éviter toute confusion avec le gaz à ~106 K). Le gaz dans les phases froide (104 K) et chaude (105 K) est détecté dans la bande optique/UV en absorption à l'aide de sources de fond brillantes (généralement un quasar), tandis qu'aux températures supérieures la détection se fait dans la bande X. Selon Kaaret, "Les émissions de rayons X sont plus fortes au-dessus des parties de la Voie Lactée où la formation d’étoiles est plus vigoureuse. Cela suggère que le milieu circumgalactique est lié à la formation d'étoiles, et il est probable que nous observions du gaz qui est tombé dans la Voie Lactée, créant des étoiles et qui est maintenant recyclé dans le milieu circumgalactique. [...] La Voie Lactée n'est pas un système fermé. Elle interagit avec son halo, échangeant de la matière avec lui, dans un grand cycle de recyclage." (cf. NASA; P.Kaaret et al., 2020 et en PDF sur arXiv). Puis une autre équipe internationale de chercheurs dirigée par le doctorant Mukesh Singh Bisht de l'Institut de Recherche Raman (RRI) de Bengalore, en Inde, voulut savoir grâce à des simulations, quelle était l'origine de ces hautes températures (cf. M.Bisht et al., 2024) et si des étoiles errantes devenues des supernovae pouvaient imiter les raies d'absorption du gaz superviriel (cf. M. Bisht et al., 2024). Les chercheurs ont découvert que ces hautes températures pourraient être liées à la gravité de la Voie Lactée. Comme les molécules chauffent sous l'effet de la friction ou s'agitent et bouillonnent sur une source de chaleur, le gaz s'agite sous l'emprise du champ gravitationnel de la Voie Lactée.
Les chercheurs confirment que le gaz détecté à différentes températures par les astronomes n'est pas le même. En fait, le gaz chaud émettant des rayons X provient du disque stellaire épais (car gonflé) de la Voie Lactée. En effet, cette région qui enveloppe le disque mince est le lieu de formation continue des étoiles du disque stellaire. Les étoiles massives s'y transforment en supernovae dont les rayonnements intenses chauffent le gaz autour du disque jusqu'à des températures élevées. Selon Bisht, "Ainsi, les explosions [de supernovae] continuent de chauffer le gaz flottant autour du disque de la Voie Lactée et enrichissent la matière gazeuse avec des éléments synthétisés dans les étoiles massives." Ce gaz turbulent est ensuite balayé gravitationnellement par le disque, il tourbillonne violemment, et finit soit par s'échapper dans le milieu intergalactique soit il se refroidit et retombe sur le disque. En analysant les spectres d'absorption de quasars lointains à travers ce halo chaud, en plus des températures extrêmement élevées que possédait cette masse de gaz, sa composition élémentaire a également surpris les chercheurs. Ce gaz chaud absorbant s'est avéré enrichi en éléments des réactions α (des éléments dont l'isotope le plus abondant est constitué d'un noyau correspondant à un nombre entier de particules α, c'est-à-dire un noyau d'hélium (2 protons + 2 neutrons)) : He, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti, etc. Ces éléments se forment par fusion nucléaire hydrostatique ("calme") pour O-16 et Ne-20 et par nucléosynthèse explosive (supernovae) pour Ne-20, Mg-24, Si-28, S-32, Fe-56, etc (et non par les processus r et s).
Selon Biman Nath du RRI et coauteur de cet article, "Ce gaz brûlant, au moins dans quelques directions, semble être enrichi de grandes quantités d'éléments α, tels que le soufre, le magnésium, le néon, etc., dont les noyaux ne sont rien d'autre que des multiples de noyaux d'hélium. C'est un indice essentiel des réactions nucléaires qui se produisent dans le noyau stellaire. Ces éléments sont rejetés par les étoiles massives lors des explosions de supernovae." Bien que des milliers d'étoiles soient constamment éjectées du disque de la Voie lactée, lorsque certaines d'entre elles évoluant au-dessus du disque épais (stellaire) explosent en supernovae, elles créent potentiellement un nuage de gaz brûlant enrichi en particules α autour d'elles. Bisht explique la présence dans ce gaz à la fois de raies d'absorption et de raies d'émission X : "S'ils tombent dans la direction de sources lointaines de quasars lumineux, les atomes de ce gaz chaud absorberaient et produiraient des émissions expliquant ainsi l'absorption du gaz chaud. Dans le même temps, un voile de gaz chaud brûlant continue d'envelopper le disque de la Voie lactée, en raison des activités de formation d'étoiles dans le disque stellaire de la Voie Lactée, ce qui explique le gaz chaud observé dans l'émission de rayons X."
Nous avons vu à propos de la courbe de rotation des galaxies qu'une grande partie de sa substance est indétectable mais contribue à leur dynamique en maintenant un taux de rotation élevé jusqu'à de grandes distances du noyau galactique. Par ailleurs, en faisant l'inventaire du contenu de l'Univers, on constate que toutes les étoiles et toutes les formes de matière représentent à peine 32% de l'Univers et donc que près des deux tiers sont composés de matière et d'énergie sombres. Qu'est-ce que la matière sombre (ou noire) ? En résumé, on ignore quelle est la nature de la matière sombre mais par élimination, on sait ce qu'elle n'est pas : ce n'est pas de la matière ordinaire car elle n'interagit pratiquement pas avec les baryons. Comme on le voit sur les deux simulations présentées à droite, une composante non active contribue à créer plus de galaxies naines satellites qu'une composante qui interagit avec la matière. Ce n'est pas non plus du rayonnement car elle est différente du halo X chaud et diffus, différente de l'énergie sombre et elle n'émet apparemment sur aucune raie spectrale. Enfin, même si elle possédait un champ électromagnétique (qui permettrait d'agglomérer les particules ou de les maintenir dans le champ de force), la matière sombre n'y est pas sensible (bien que certains auteurs évoquent un champ électromagnétique "sombre" mais ceci est purement spéculatif). La matière sombre serait composée de particules faiblement interactives telles que les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) parmi d'autres hypothèses, des particules qui se seraient formées aux débuts de l'Univers. Selon les modèles, on pourrait observer les WIMPs lors d'une diffusion sur un nucléon au cours de différentes expériences nucléaires, elles pourraient être produites lors de collisions dans le LHC du CERN ou contribuer au flux de rayons cosmiques par leur annihilation ou leur décroissance. Parmi les différentes particules candidates pouvant produire des WIMPs par annihilation ou décroissance, les rayons gamma (5-300 GeV) sont les plus intéressants car ils se propagent sans subir les perturbations par le champ magnétique interstellaire et conservent l'information spatiale de leur source d'émission. Notons qu'en 2017, Natthakan Thanapreechanan de l'Université de Mahidol en Thaïlande publia justement une étude sur ce type de recherche à partir des données du satellite Fermi-LAT. Selon les simulations, la matière sombre enveloppe chaque galaxie dans un halo sphérique. On peut alors se demander pourquoi cette matière sombre ne s'effondre pas sur le coeur de la Voie Lactée ? Comme les amas globulaires et les premières étoiles, ce halo de matière sombre s'est formé avant l'effondrement du disque et est donc resté diffus. De plus, la matière sombre interagit très peu avec elle-même et avec la matière ordinaire. Or les particules perdent leur impulsion ou moment angulaire (qui est proportionnelle à la vitesse et la distance auxquelles elles gravitent autour du centre galactique) en interagissant avec d'autres particules. Par ailleurs, à l'inverse du disque galactique, le champ gravitationnel du halo est très faible. Selon les lois de la physique, pour perdre une grande partie de leur moment angulaire, les particules doivent être très proches du coeur de la Voie Lactée (où de son trou noir supermassif). Si elles conservent leur impulsion, cela signifie qu'elles sont peu influencées par le champ gravitationnel ou qu'elles se déplacent rapidement. Pour les particules ordinaires, ce n'est pas un problème : lorsqu'elles se rapprochent du coeur de la Voie Lactée, elles se heurtent et subissent des frictions mutuelles, perdant leur énergie de rotation et leur impulsion de sorte qu'elles sont attirées vers le centre (à condition qu'au départ elles soient suffisamment proches du centre galactique) dans un mouvement progressivement amorti. Mais par nature, les particules de matière sombre n'interagissent pas ou peu. Autrement dit, elles ne peuvent pas perdre leur impulsion et se rapprochent rarement du coeur de la Voie Lactée et de son trou noir supermassif. Bref, quelle que soit la quantité de matière sombre présente dans la Voie Lactée (et toutes les galaxies), elle ne contribue pas à la densité du coeur et n'alimente pas le trou noir supermassif Sgr A*. Cartographie des cadavres stellaires En recréant numériquement et soigneusement le cycle de vie complet des anciennes étoiles mortes de la Voie Lactée, le doctorant David Sweeney de l'Institut d'Astronomie de l'Université de Sydney et ses collègues ont réussi à dresser la première carte du "monde souterrain galactique", des cadavres d'étoiles massives qui se sont effondrées en étoiles à neutrons et en trous noirs (cf. D.Sweeney et al., 2022). Selon Peter Tuthill de l'Institut d'Astronomie de Sydney et coauteur de cet article, "L'un des problèmes pour trouver ces objets anciens est que, jusqu'à présent, nous ne savions pas où chercher. Les étoiles à neutrons et les trous noirs les plus anciens furent créés lorsque la Galaxie était plus jeune, sa structure différente, puis elle fut soumis à des changements complexes s'étalant sur des milliards d'années. Cela fut une tâche majeure de modéliser tout cela pour trouver ces cadavres stellaires. Ces restes compacts d'étoiles mortes montrent une distribution et une structure élémentaires différentes de la Galaxie visible. La "hauteur" du monde souterrain galactique est plus de trois fois plus grande dans la Voie Lactée elle-même. Et 30% des objets furent éjectés de la Galaxie."
Les étoiles à neutrons et les trous noirs formés à notre époque sont "adaptés" à la Galaxie que nous voyons. Par conséquent, les astronomes savent où les chercher. Mais les étoiles à neutrons et les trous noirs les plus anciens sont plus difficiles à trouver. Selon Tuthill, "C'était comme essayer de trouver le cimetière mythique des éléphants. Les "os" de ces rares étoiles massives devaient être là-bas, mais ils semblaient enveloppés de mystère." Selon Sweeney, "le problème le plus difficile que j'ai eu à résoudre en recherchant leur distribution était de tenir compte des impulsions qu'ils ont reçues lors de leur création violente. Les explosions de supernovae sont asymétriques et les restes sont éjectés à grande vitesse - jusqu'à des millions de kilomètres par heure - et, pire encore, cela se produit dans une direction inconnue et aléatoire pour chaque objet." Mais rien dans l'univers ne reste immobile longtemps, donc même connaître l'ampleur probable des impulsions n'était pas suffisant; les chercheurs ont dû plonger dans les profondeurs des temps cosmiques et reconstruire leur comportement sur des milliards d'années. Selon Sweeney, "C'est un peu comme au billard. Si vous savez dans quelle direction la balle a été frappée et avec quelle force, vous pouvez déterminer où elle finira. Mais dans l'espace, les objets et les vitesses sont simplement beaucoup plus grands. De plus, la table n'est pas plate, donc les restes stellaires peuvent suivre des trajectoires complexes en traversant la Galaxie. Enfin, contrairement à une table de billard, il n'y a pas de friction, donc ils ne ralentissent jamais. Presque tous les cadavres sont toujours là-bas, errant comme des fantômes dans l'espace interstellaire." Aussi, en collaboration avec Sanjib Sharma de l'Université de Sydney et Ryosuke Hirai de l'Université Monash, les chercheurs ont construit des modèles complexes dans lesquels ils ont encodé les endroits où les étoiles sont nées, où elles sont mortes et leur dispersion à mesure que la Galaxie évoluait. Le résultat final est une carte de distribution de la nécropole stellaire de la Voie Lactée.
Selon Sharma, "C'était un peu un choc. Je travaille tous les jours avec des images de la Galaxie visible que nous connaissons aujourd'hui, et je m'attendais à ce que le monde souterrain galactique soit subtilement différent, mais similaire dans les grandes lignes. Je ne m'attendais pas à un changement de forme aussi radical." En effet, dans les cartes produites illustrées ci-dessus, les bras spiraux caractéristiques de la Voie Lactée disparaissent dans la version "cadavres galactiques". Ceux-ci sont entièrement effacés en raison de l'âge de la plupart des cadavres stellaires et des effets de flou des impulsions engendrées par les supernovae qui les ont créés. Encore plus intrigant, quand on regarde la carte des cadavres galactiques latéralement, elle est beaucoup plus "gonflée" que la carte de la Voie Lactée visible car l'énergie cinétique induite par les supernovae les ont projetés dans un halo galactique. Selon Hirai, "La découverte la plus surprenante de notre étude est peut-être que les impulsions furent si puissantes que la Voie Lactée perdit entièrement certains de ses restes compacts. Ils furent éjectés si violemment qu'environ 30% des étoiles à neutrons furent projetées dans l'espace intergalactique, pour ne jamais revenir." Les simulations montrent également que même le voisinage stellaire du Soleil est susceptible de voir passer ces visiteurs fantomatiques. Statistiquement, le cadavre stellaire le plus proche ne serait qu'à 65 années-lumière. Pour leur prochaine étude, à présent que les chercheurs savent où chercher ces cadavres galactiques, ils vont développer des technologies pour les localiser. Sweeney a fait le pari que le "monde souterrain galactique" ne restera pas enveloppé de mystère très longtemps." Pour ne pas alourdir cet article, nous reviendrons sur les découvertes de Gaia concernant la Voie Lactée. Pour plus d'informations Sur ce site Les nébuleuses dont les SNR Le trou noir supermassif de la Voie Lactée Download (articles historiques) La spectroscopie (sur ce site) Photos et cartes La Voie Lactée (photographie interactive), Serge Brunier Milky Way Panorama 2.0, A.Mellinger The Radcliffe Wave, WWT Carte de la Voie Lactée, National Geographic (12.5 MB, sur ce site) Carte de la Voie Lactée (poster laminé en anglais), Shop du National Geographic (ou sur AllPosters.fr) Articles et cours Formation du disque de la Voie Lactée (PDF), Thèse de Lionel Veltz, 2007 Cours d'astronomie et de cosmologie (PDF, Cours C4, niveau Master), F.Combes, Obs.de Paris-Meudon, 1983 Dynamics of the Milky Way (PDF), Gerhard Ortwin, 2013 Gaia-ESO Survey, 2013 (l'évolution stellaire de la Voie Lactée et sa métallicité) Galaxy formation : The new Milky Way, Nature, 2012 Overview of the Galaxy, Bruce MacEvoy The Formation and Evolution of the Milky Way (PDF), C.Chiappini, 2001 (également sur le site de G.Djorgovski) Formation of the Milky Way, J.E.Hesser et al., ApJ., 1997 The Galaxy-halo connection: Present status and future prospects, Sidney van den Bergh, A&A, 1995 Vidéos (sur YouTube) Milky Way is a Barred-Spiral With a Peanut Heart, ESO Fermi discovers giant gamma-ray bubbles in the Milky Way, NASA-GSFC The helical model - our Galaxy is a vortex, DjSadhu Vidéos time-lapse de la Voie Lactée, Dakotalapse, Dakotalapse Atacama Night Sky, Nicolas Butos, Nicolas Butos Lever de la Voie Lactée, MockMoon, MockMoon Under the Namibian Sky, Moreastro, Moreastro Quelques livres (cf. détails dans ma bibliothèque dont les sections Astronomie et Généralités)
Astronomie, Astrophysique, Agnès Acker, Dunod, 2005/2013 La Voie Lactée, James Lequeux et Françoise Combes, EDP Sciences-CNRS Editions, 2013 A la découverte des galaxies, Alessandro Boselli, Ellipses Marketing, 2007 La Voie lactée : Histoire des conceptions et des modèles de notre galaxie des temps anciens aux années 1930, Frédéric Chaberlot, CNRS Editions, 2003 A la découverte du ciel austral, S.Laustsen/C.Madsen/R.West, EDP Sciences, 1989/1990/1999 En anglais Atomic Astrophysics and Spectroscopy, A. Pradhan & S. Nahar, Cambridge University Press, 2011/2015 Dynamical evolution of globular clusters, Lyman S. Spitzer, Princeton University Press, 1987/2014 Astronomical Spectrography for Amateurs, s/dir. J.P. Rozelot/C.Neiner, ESP Sciences, 2011 A Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way, E.E.Barnard, Cambridge University Press, 2011 Galaxy - Exploring the Milky Way, Stuart Clark, Fall River Press/Barnes and Noble, 2008; Quercus, 2009 Astrophysics of Gaseous Nebula and Active Galactic Nuclei, D.E. Osterbrock/G.J. Ferland, University Science Books, 2005 Interstellar Matters, Gerrit L. Verschuur, Springer-Verlag, 1988/2003 The Milky Way - Galaxy Number One, Franklyn M. Branley, Thomas Y. Crowell, 1969 The Milky Way, Bart & Priscilla Bok, Harvard University Press, 1941/1974/1981. A consulter :
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et une luminosité totale d'environ 11.4 L
