2.LOCALISATION DE LA VOIE LACTEE
La
Voix Lactée se situe à 50 millions d’années-lumière de l’amas
de Virgo qui est au centre du Superamas local. Le superamas local est constitué
de 50 amas contenant chacun 100 à 10 000 galaxies. L’amas local dans
lequel se trouve la Voix Lactée est dominé par 2 galaxies spirales :
la Voix Lactée et M 31 ou NGC 224 (galaxie d’Andromède).
M 31 a un diamètre de 110 000 années-lumière, une masse de 370 milliards de masses solaires (c’est la plus massive du Groupe local) et elle est à 2.3 millions d’années-lumière de la Voix Lactée. Elle contiendrait de 700 à 3 000 amas stellaires globulaires alors que la Voix Lactée n’en contiendrait que 200.
Huit galaxies naines gravitent autour de la Voix Lactée : les Petit et Grand Nuages de Magellan situés respectivement à 195 000 et à 154 100 ± 2 800 années-lumière, Draco à 240000 années-lumière, Lion I et Lion II, galaxie de la Petite Ourse.
Selon les Grecs, la Voix Lactée ou La Galaxie (du grec galactos qui signifie lait) provient du lait qui a jailli du sein d’Héra quand son fils Héraclès s’en était détourné.
Démocrite, au 5e siècle av. JC, fut le premier à émettre l’idée que la Voix Lactée était constituée non pas de lait mais d’étoiles très serrées. Idée reprise deux millénaires plus tard par Galilée.
Thomas Wright fut, en 1750, le premier à avoir formulé, dans An original theory or new hypothesis of the Universe, l’idée d’une galaxie en forme de disque. De plus, il suggéra que les nébuleuses observées étaient, elles aussi, des galaxies. Ces idées furent reprises et développées par Kant en 1755 dans son ouvrage intitulé Théorie de l’Univers, mais restèrent à l’état de spéculations jusqu’à William Herschel qui mit au point dans les années 1780 une méthode pour déterminer la forme de la galaxie. Elle consistait à compter le nombre d’étoiles visibles dans chaque direction. En supposant que la galaxie n’était pas infinie, que les étoiles avaient la même magnitude et que la lumière n’était pas absorbée, le nombre d’étoiles observées était proportionnel à la dimension de la galaxie dans cette direction. Il trouva que la galaxie avait une forme d’un ellipsoïde aplati environ 5 fois plus long que large et dont le Soleil occupait le centre. Mais Herschel ne put donner de dimensions, faute de mesures de distance.
En 1838, Friedrich Bessel obtint les toutes premières mesures de distance par la méthode de triangulation ou parallaxe. De là, Jacobus Kapteyn obtint une galaxie ellipsoïdale centrée sur le Soleil de 20 000 années-lumière sur 4 000. Entre 1915 et 1919, Harlow Shapley utilisa une variante de la méthode des céphéides, conçue en 1912 par Henrietta Leawitt, pour observer à l’aide du télescope du mont Wilson les amas globulaires. Il démontra que leur concentration était quasi sphérique, il avait découvert le halo dont il estima le diamètre à 300 000 années-lumière, et qu’il voyait plus d’amas dans la direction du Sagittaire, qui est celle du centre galactique, que dans les autres régions du ciel. Il en conclut que le Soleil n’était pas au centre de la galaxie.
A ce moment-là, deux théories étaient en compétition. La première était celle de Shapley, qui préconisait une " Grande Galaxie ". L’autre théorie défendue par H. Curtis rejoignait l’idée de Kapteyn d’une " petite " galaxie centrée sur le Soleil. En 1923, Hubble, en trouvant une céphéide dans la galaxie d’Andromède et en déduisant la distance, détruit l’idée d’une grande galaxie.
La taille approximative donnée par Shapley fut révisée à la baisse par Walter Baade en 1954.
Il s’agit d’une rotation différentielle comme pour la rotation du Soleil. Cela signifie que les différentes parties de la galaxie ne tournent pas à la même vitesse. Ainsi, les étoiles comme le Soleil sont nées dans un bras galactique puis, au cours de leur vie, sortent de ce bras.
4.1 Vitesse horizontale
Le Soleil tourne autour du centre de la galaxie à une vitesse de 240 km/s (860 000 km/h) suivant une orbite quasi circulaire et donc accomplit une révolution d’environ 240 millions d'années, appelé "année cosmique". Les étoiles plus proches du centre de la galaxie font leur révolution plus rapidement que les étoiles éloignées. La vitesse de rotation d'une étoile est déterminée par sa distance à cause de la masse entre elle et le centre de la galaxie. Plus l'étoile est éloignée, plus la masse qui agit sur elle est importante. La rotation est différentielle. La vitesse de rotation des étoiles est de 1 600 km/s à 0.2 année-lumière, de 700 km/s à 0.3 année-lumière et de 150 km/s à 2 années-lumière, 230 km/s pour le Soleil et près de 300 km/s à un rayon de 60 000 années-lumière.
4.2 Vitesse verticale
En plus de cette vitesse horizontale, les étoiles possèdent une composante verticale. Le Soleil oscille dans une région de 300 années-lumière de large avec une période de 70 millions d’années. A présent, le Soleil, qui se déplace à 7 km/s, est à 48 années-lumière au-dessus du plan galactique.
5. STRUCTURE DE LA VOIE LACTEE
Une
galaxie spirale ressemblant à la Voie Lactée
5.1 Structure
Le bulbe central, d’un diamètre de 6 000 parsecs, serait constitué en son centre d’un gigantesque trou noir. Il renferme le noyau de la galaxie qui est très dense et de petite taille : 340 astres au minimum dans un rayon de 1.5 années-lumière.
Les bras spiraux, autour du noyau. La Voix Lactée est composée de 5 bras spiraux : celui de Norma, de Persée, d’Orion, du Sagittaire et d’Ecu-Croix. Ils contiennent les plus jeunes étoiles de la galaxie, maximum quelques millions voire milliards d'années. Le Soleil se situe dans le bras d’Orion. On trouve aussi des amas stellaires ouverts constitués de jeunes étoiles. Ils sont séparés entre eux de 5 000 années-lumière. Les étoiles de types spectraux K-M sont moins concentrées dans le plan galactique que celles de types F-G. Le disque de la Voix Lactée présente un gauchissement, le warp, qui serait dû à l’interaction avec les Nuages de Magellan et qui entraîne les étoiles de 2 000 à 3 000 années-lumière au-dessus du plan galactique. Remarqué en 1957, il serait instable et devrait disparaître en quelques milliards d’années.
Le halo, autour de la galaxie, de forme sphérique qui englobe tout le disque. Il contient beaucoup moins d'étoiles mais environ 200 amas globulaires qui se situent autour du centre galactique, ce sont les objets les plus éloignés de notre galaxie. Ces amas renferment les plus vieilles étoiles, âgées d’environ 10 milliards d'années.
Le halo externe ou "couronne" ou halo massif qui entoure le halo, moins dense mais étendue : plus de 400 000 années-lumière. D’après les dernières découvertes, le halo galactique serait 10 fois plus massif que le disque central, ce qui expliquerait la masse manquante.
5.2 Forme générale
La galaxie, comme l’avait prévu Gérard de Vaucouleurs en 1964, possède une barre qui varie selon les méthodes employées de 16° à 45° de longueur soit maximum 28 000 années-lumière. Ces méthodes consistent à observer les étoiles géantes rouges dans l’infrarouge à 10 micromètres de longueur d’onde. Le satellite IRAS (Infrared Astronomical Satellite) permit de mettre à nu une asymétrie dans leur distribution. Cette sur-densité correspond à la barre qui par cette méthode fait un angle de 36°. Cette valeur a été confirmée par le satellite COBE. Une autre méthode consiste à mesurer la vitesse radiale du gaz grâce à l’effet Doppler. A partir de ces mesures, Blitz et Spergel ont pu remonter au potentiel gravitationnel et à la densité stellaire, responsable de la distribution des vitesses. Ils ont obtenu, par l’étude de la région du bulbe d’un rayon inférieur à 3 800 années-lumière en 1991, une barre de 16°.
5.3 Taille et masse de la galaxie
5.3.1 Taille et masse du halo
La taille supposée du halo provient de l’étude de la courbe de rotation. En effet, une première étude fit remarquer que la vitesse orbitale dans les régions externes de la galaxie restait pratiquement constante. On s’attendrait à ce que la vitesse diminue, comme dans le cas des planètes du système solaire. On en déduit donc que la galaxie s’étend plus loin que sa partie visible. De plus, les amas globulaires possèdent une faible rotation d’ensemble et des mouvements désordonnés.
En combinant les données cinématiques et les distributions d’étoiles, P. van der Kruit du Kapteyn Laboratory aux Pays-Bas évalua en 1986 la masse du bulbe sphérique à 10 milliards de masses solaires, celle du disque à 70 milliards de masses solaires et celle du halo à 190 milliards de masses solaires.
Le modèle de Van der Kruit indique la présence de matière noire jusqu’à 82 000 années-lumière du centre. En analysant la cinématique des amas globulaires et des galaxies satellites de la Voix Lactée, M. Fich et S. Tremaine ont conclu en 1991 qu’à ces distances, il y avait encore de la matière noire. En 1993, D. Lin de l’observatoire de Lick en Californie a mesuré le déplacement apparent du Grand Nuage de Magellan en analysant des photographies prises avec 14 ans d’écart. A partir de cette mesure, il trouve une masse pour la Voix Lactée de 600 milliards de masses solaires pour un rayon d’au moins 117 000 années-lumière.
5.3.2 Masse du disque galactique
Le disque galactique possède une importante quantité de matière interstellaire (gaz et poussière), de nébuleuses brillantes, obscures et planétaires. Le disque d’hydrogène atomique, d’une épaisseur de 700 années-lumière dans les régions externes, s’épaissit progressivement pour atteindre 6 000 années-lumière voire 100 000 années-lumière au centre.
6. STRUCTURE DU CENTRE DE LA GALAXIE
A 12 000 années-lumière du centre
Dans un rayon de 12 000 années-lumière, on trouve très peu d’hydrogène mais beaucoup de vieilles étoiles dont la concentration augmente quand on se rapproche du centre galactique. En effet, au centre, la concentration est un million de fois celle de l’environnement solaire.
A 10 000 années-lumière du centre
Un anneau de gaz en expansion, appelée bras à 3 kiloparsecs, se trouve à moins de 10000 années-lumière du centre. Il contient 30 millions de masses solaires de gaz qui a été rejeté par le noyau il y a 30 millions d’années.
A 3 000 années-lumière
Il y a 10% des étoiles de la galaxie dans une sphère de 3 000 années-lumière de rayon sur les 50 000 années-lumière que compte la galaxie. La magnitude du centre est de 27, donc visible par le HST mais il y a une très forte absorption du rayonnement. La densité est de 1 million d’étoiles par parsec. La distance entre 2 étoiles y est d’une semaine-lumière.
A 2 000 années-lumière
A 2 000 années-lumière du centre, se trouve un disque aplati formé d’hydrogène atomique et moléculaire en rotation rapide, en expansion et incliné de près de 20° par rapport au plan galactique.
A 1 000 années-lumière
A 1 000 années-lumière, il y a un anneau de nuages moléculaires massifs et de gaz ionisés chauffés à une température de 10 000 K par des étoiles jeunes et chaudes. L’hydrogène est pratiquement sous forme moléculaire. Les nuages sont d’une densité de plusieurs millions de particules par cm3 soit bien supérieur à celle d’un nuage moléculaire au voisinage du Soleil. Il s’agit de véritables pouponnières stellaires. Il y a des nuages en filaments (découverts par IRAS) de plus de 200 années-lumière de long à l’intérieur d’un puissant champ magnétique. Les particules ionisées restent piégées dans le champ et brillent le long des filaments. L’ensemble est parcouru par des flux de matière stellaire qui se déplacent à plus de 1 000 km/s (près de la Terre : 400 km/s).
A 30 années-lumière
Plus près, à 30 années-lumière, se trouve un autre anneau, légèrement plus froid.
Centre de la galaxie
Le centre contient une puissante source de rayonnement X, infrarouge et g , Sagittarius A (Sgr A), d’un rayon de 20 unités astronomiques et d’une masse de 4 millions de masses solaires. D’après les mesures réalisées à partir du VLBA, Sgr A serait une structure ovoïde dont le grand axe mesure 540 millions de kilomètres et le petit axe un peu plus de 100 millions de kilomètres. Il peut être un trou noir ou d’un amas très dense d’étoiles. Une grande partie du rayonnement radio est émis par une zone d’un diamètre de 10 unités astronomiques.
Il y a, à proximité du centre de la galaxie, un grand nombre de sources infrarouges, des étoiles géantes rouges froides, et une puissante source X, 1E 1740.7-2942 appelée aussi Grand Annihilateur, et. La source X est situé à 300 années-lumière et a eu au printemps 1990, d’après les mesures réalisées par Sigma, une luminosité de 3.1030 W dans la bande 40-300 keV. Du 13 au 14 octobre 1990, la source connut encore une fois une éruption g . Le lendemain, c’était fini. L’éruption était donc confinée dans un volume d’un jour-lumière, la durée de l’explosion, soit 30 milliards de km. En 1991, la source avait complètement disparu. 1E 1740.7-2942 ressemble par ces sursauts et cette extinction à la source X binaire Cygnus X-1. Lors de l’éruption d’octobre 90, une large composante en émission était centrée sur 511 keV. Or ce surcroît d’émission signale un plasma de paires d’électrons et de positrons. D’où l’hypothèse que le Grand Annihilateur soit un trou noir.
Le gaz autour du noyau central, dont la masse est estimée à 2.5 millions de masses solaires, serait porté à plus de 10 milliards de degrés. Sachant que les nuages de gaz proches du noyau possèdent une vitesse orbitale très grande et que l’atmosphère d’une étoile située à 1 année-lumière du centre se déporte à la manière des queues de comètes (repérée par le VLA), il doit y avoir, dans un rayon de 1 année-lumière, une masse de 5 millions de masses solaires. D’où la supposition de l’existence d’un trou noir supermassif au centre de la galaxie. Mais il y a, à proximité, un nuage de protoétoiles. Mais Sigma n’a pas repéré les fameux rayons X et gamma susceptible d’être émis par un trou noir supermassif. Cependant, Sigma a découvert la source la plus brillante du bulbe galactique (émission de rayons gamma intense, preuve que matière et antimatière s’annihilaient).
- des millions de mini-trous
- des naines blanches et des étoiles à neutrons
- des rencontres entre matière et antimatière, libératrice d’une énergie faramineuse
- un trou noir supermassif
POUR
CONTRE