Notre Galaxie
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Notre Galaxie ou la Galaxie (avec une majuscule) ou la Voie lactée est la galaxie dans laquelle nous nous trouvons avec toutes les étoiles visibles à l'œil nu et qui trace la Voie lactée dans le ciel nocturne.
Le mot « galaxie » est emprunté au latin galaxias, lui-même emprunté au grec γαλαξίας « voie lactée ». La dénomination « Voie lactée » désignait d'abord uniquement la bande blanchâtre tracée dans le ciel nocturne par le disque galactique, mais elle est maintenant fréquemment utilisée pour désigner toute notre Galaxie.
Notre Galaxie est une grande galaxie spirale de type Sb ou Sc. Sa forme est un disque de 25 kpc de diamètre comportant un bulbe central, lui-même entouré d'un halo sphérique de faible densité de 30 kpc de diamètre. Elle contient de l'ordre de 100 milliards d'étoiles, dont notre Soleil1, pour une masse totale évaluée entre 750 et 1000 milliards de masses solaires.
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Observations et découvertes
La Voie lactée coupe l'écliptique vers les deux solstices et s'en écarte d'environ 60 degrés au nord et au sud. Sa partie la plus large et lumineuse est située à proximité de la nébuleuse de la lagune, dans la constellation du Sagittaire et correspond à la direction du bulbe. En partant du solstice d'hiver, où elle a deux branches, dont l'une passe sur l'arc du Sagittaire, elle traverse les constellations de l'Aigle, de la Flèche, du Cygne, du Serpentaire, de la tête de Céphée, du Cocher, des pieds des Gémeaux, de la Licorne, du Navire Argo, de la Croix du Sud, du Loup et du Scorpion.
L'observation à l'œil nu de la Voie lactée ne permet pas de distinguer les étoiles dont elle se compose. Avec sa lunette astronomique, Galilée découvrit dès 1610 que la Voie lactée était un nuage dense d'étoiles très éloignées du Soleil. En 1750, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, le savant Thomas Wright imagina qu'elle formait un nuage aplati, disque parsemé d'étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil.
La première tentative de décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil au sein de celle-ci a été effectuée par Herschel en 1785 en dénombrant les étoiles dans différentes régions du ciel. En utilisant un raffinement de cette méthode, Jacobus Kapteyn est arrivé en 1920 à l'image d'une petite galaxie elliptique d'environ 15 kiloparsecs de diamètre, avec le Soleil près du centre.
Harlow Shapley, en utilisant une méthode différente basée sur les amas globulaires, obtint une image radicalement différente : un disque plat d'environ 70 kiloparsecs de diamètre et le Soleil loin du centre. Les deux analyses ne tenaient pas compte de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire présente dans le plan galactique ; une fois que Robert Jules Trumpler eut mesuré cet effet en 1930 en étudiant les amas ouverts, l'image actuelle de notre Galaxie émergea.
En 1944, Hendrik van de Hulst prédit l'existence d'un rayonnement micro-onde à une longueur d'onde de 21 centimètres, résultant de la présence d'hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen. Ce rayonnement a grandement amélioré les possibilités d'étude de notre Galaxie puisqu'il n'est pas affecté par l'absorption de la poussière et son effet Doppler peut être employé pour cartographier le mouvement du gaz dans la galaxie. Ces observations ont conduit à l'hypothèse d'une structure rotative en forme de barre au centre de notre Galaxie. L'amélioration des radiotélescopes a permis la détection de ce gaz dans d'autres galaxies.
Constitution
La masse de notre Galaxie est évaluée entre 750 et 1 000 milliards de masses solaires.
La distribution de l'hydrogène, l'élément le plus abondant dans la galaxie, mesurée par des techniques de radioastronomie, révèle qu'il s'agit d'une galaxie spirale de type Sb ou Sc selon le classement de Hubble. On ne sait toujours pas si elle a une structure barrée.
Le disque
Le disque, dont la masse représente 70 % de la masse visible de l'ensemble de notre Galaxie, est principalement constitué d'étoiles de caractéristiques variées : moins de 10 % de sa masse se trouve sous forme gazeuse. Cependant, les étoiles jeunes et le gaz sont concentrés dans les 4 bras spiraux qui sont :
- le bras spiral majeur Sagittaire-Carène ;
- le bras intermédiaire Écu-Croix ;
- le bras interne de Norma ;
- le bras externe de Persée.
Au centre, le bulbe comprend :
- une population d'étoiles majoritairement âgées et riches en métaux ;
- du gaz neutre, ionisé et moléculaire, dont la présence obscurcit une partie de notre Galaxie en raison de sa forte absorption de la lumière visible ;
- un noyau dense de quelques parsecs de diamètre, dont la région la plus dense est caractérisée par la radiosource Sgr A.
Le halo
Le halo est la composante sphéroïdale de notre Galaxie située au-delà du bulbe ; il représente 20 à 25 % de la masse et est peuplé d'étoiles âgées de population II.
Rotation galactique
Les mouvements propres des étoiles sont déterminés par :
- leur vitesse radiale, dont la valeur est fournie par le déplacement des raies spectrales (effet Doppler-Fizeau) ;
- les variations de l'ascension droite et de la déclinaison des étoiles sur de longues périodes ;
- la distance, mesurée par la parallaxe, qui permet de calculer les composantes de la vitesse tangencielle à partir des valeurs précédentes.
L'étude de ces vitesses montre que l'ensemble de notre Galaxie est en rotation autour de son centre de masse, appelé centre galactique.
Les vitesses des différents objets se décomposent en :
- une vitesse de rotation circulaire autour du centre galactique, qui ne dépend que de la distance au centre galactique ;
- une vitesse de mouvement propre ; la vitesse particulière du Soleil est considérée par rapport à un ensemble d'étoiles voisines, appelé centre local des vitesses : elle est de 19,5 km/s vers la constellation d'Hercule (α=18h, δ=30°).
Les objets du halo ont une rotation lente et des orbites excentriques, alors que ceux du disque tournent rapidement. La partie située à moins de 600 pc du centre galactique semble même tourner de façon solidaire à une vitesse angulaire uniforme, donc avec une vitesse linéaire proportionnelle à la distance du centre de notre Galaxie.
Dans le reste du disque, où se trouve le Soleil, la vitesse angulaire des objets décroît tellement vite que la vitesse linéaire de rotation reste quasiment égale à 250 km/s depuis 1 kpc du centre jusqu'à 15 kpc.
Ainsi, si la période de révolution galactique du Soleil, situé à 8,6 kpc2 du centre galactique, est évaluée à 226 millions d'années, une étoile située à 1 kpc fera le tour de notre Galaxie en 26 millions d'années seulement.
Le Système solaire aurait donc effectué entre 20 et 21 révolutions galactiques depuis sa formation voici 4,55 milliards d'années.
Positions
Le Soleil dans notre Galaxie
Le Soleil se trouve proche de la périphérie à 8,6 kpc du centre galactique, mais à seulement 15 pc du plan équatorial. Position du centre galactique :
- Ascension droite : 17 h 45,6 min
- Déclinaison : −28 deg 56 min
- Distance : 8,6 kpc.
Direction du nord galactique (époque 2000.0) :
- Ascension droite : 12 h 51,42 min
- Déclinaison : +27 deg 7,8 min
Notre Galaxie dans l'Univers
Notre Galaxie appartient au « groupe local », un petit groupe de trois grandes galaxies et plus de trente petites. Elle est la seconde plus grande du groupe, après la galaxie d'Andromède, mais c'est peut-être la plus massive.
La galaxie d'Andromède est la grande galaxie la plus proche de notre Galaxie, à environ 2,9 millions d'années lumière mais il y a beaucoup de petites galaxies très proches. Nombre de galaxies naines du groupe local sont des satellites ou des compagnons de notre Galaxie. La plus proche de toutes est la galaxie du Sagittaire, située à environ 80 000 années lumière de nous et à 50 000 années lumière du centre galactique, suivie respectivement par le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan à 179 000 et 210 000 années lumière.
Il est fort probable que notre Galaxie a « avalé » une galaxie naine assez récemment dans son histoire ; mais cette collision, dont l'étude cosmologique est en cours, n'est pas encore avérée totalement et des précisions devront être apportées en ce qui concerne les collisions passées et futures de notre Galaxie.
Comme dans les autres galaxies, il se produit des supernovae à intervalles irréguliers. Si elles ne sont pas trop obscurcies par la matière interstellaire, elles peuvent devenir plus visibles que les étoiles, au point qu'une supernova qui exploserait à seulement quelques années lumière du Système solaire ne laisserait que peu de chances à la vie sur Terre. Aucune n'est apparue depuis l'invention de la lunette. La dernière fut observée en 1604 par Kepler dans Ophiuchus.
Notes
1. Compte-tenu de la position excentrée du Système solaire, les étoiles les plus éloignées de notre Galaxie sont distantes d'environ 24 kpc ; alors que l'étoile la plus proche du Soleil, Proxima Centauri, se trouve à 1,3 pc.
2. Cette distance de 8,6 kpc a été confirmée récemment par les mesures d'Hipparcos, le satellite astrométrique de l'ESA.
Voir aussi
Liens internes
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