Voie lactee 1

Notre Voie Lactée en détailles

LES PREMIERES ETUDES DE LA VOIE LACTEE

 

La partie la plus fascinante du ciel nocturne est une bande blanchâtre et diffuse qui traverse la voûte céleste : la Voie Lactée. En utilisant sa lunette au XVIIe siècle, Galilée fut le premier astronome à comprendre que cette dernière est en fait constituée d’une myriade d’étoiles qui se concentrent dans une région du ciel en forme de bande. La concentration est telle que l’oeil humain ne peut plus discerner les étoiles les unes des autres et ne voit qu’une bande diffuse.

Milky Way

Un spectacle fabuleux dans la voûte céleste : la Voie Lactée. Crédit : W.-H. Wang

La forme de la Voie Lactée et le fait qu’elle semble encercler la Terre suggérèrent aux astronomes, en particulier à l’Anglais Thomas Wright au milieu du XVIIe siècle, que le Soleil et les autres étoiles devaient former un système très aplati. Au XVIIIe siècle, le philosophe allemand Emmanuel Kant avança l’idée que la Voie Lactée était un système d’étoiles en forme de disque. En regardant dans la direction du disque, on apercevait un immense nombre d’étoiles qui se confondaient pour donner une impression de bande diffuse. Dans la direction perpendiculaire, par contre, on ne voyait que quelques étoiles proches et rien au-delà, ce qui donnait cette impression relative de vide.

Les premières analyses de la Voie Lactée

Les premières tentatives pour aller plus loin furent couronnées d’un succès limité. Dans les années 1780, William Herschel, le découvreur d’Uranus, se lança dans la première analyse quantitative de la structure de la Voie Lactée. Il divisa la voûte céleste en une multitude de régions et compta le nombre d’étoiles visibles dans chacune de ces régions. Ceci devait lui permettre de reconstituer la forme de la Voie Lactée dans l’espace et de déterminer la position du Soleil par rapport à l’ensemble.

Les observations d’Herschel semblèrent montrer que la distribution du nombre d’étoiles dans la Voie Lactée était plus ou moins uniforme et il en conclut que le Soleil se trouvait au centre du disque. Plus tard, au début du XXe siècle, le Néerlandais Jacobus Kapteyn, réalisa une analyse plus poussée et arriva au même résultat. Il s’essaya même à déterminer la taille de la Voie Lactée, qu’il estima à 40.000 années-lumière.

William Herschel

William Herschel : Hannover, 1738 – Slough, 1822

La Voie Lactée cachée par le milieu interstellaire

Nous savons aujourd’hui que les deux astronomes se trompèrent dans leurs conclusions car ils ne tinrent pas compte de l’effet du milieu interstellaire. Or, celui-ci diffuse la lumière des étoiles. Ainsi, à partir d’une certaine distance, le rayonnement d’une étoile est tellement affaibli que nous ne pouvons plus le détecter. En conséquence, nous ne pouvons observer qu’une petite fraction des étoiles de la Voie Lactée, celles qui sont suffisamment proches. Peu importe la position du Soleil, au centre ou pas, Herschel et Kapteyn allaient trouver une distribution uniforme d’étoiles car ils ne pouvaient observer que le voisinage du Soleil.

Heureusement pour notre connaissance de l’Univers, le milieu interstellaire n’obscurcit pas la lumière toutes les directions. Le gaz et les poussières interstellaires se trouvent concentrés dans le plan de la Voie Lactée comme les étoiles. L’extinction interstellaire est très faible dans les autres directions, ce qui nous permet malgré tout d’observer des objets plus lointains. C’est grâce à cela que les astronomes purent finalement déterminer la forme réelle et la taille de la Voie Lactée, ainsi que la place du Soleil dans l’ensemble.

LES CEPHEIDES ET LA TAILLE DE LA VOIE LACTEE

 

Henrietta Leavitt et les céphéides

En 1912, l’astronome américaine Henrietta Leavitt étudiait les Nuages de Magellan, les deux nébuleuses qui dominent le ciel austral de leur splendeur. Sa tâche consistait à examiner des plaques photographiques prises à des époques différentes afin de mettre en évidence les étoiles dont la luminosité n’était pas constante au cours du temps. Elle découvrit alors que certaines de ces étoiles, plus tard nommées céphéides, présentaient des variations d’éclat périodiques.

Plus intéressant encore, ces étoiles possédaient la propriété suivante : leur luminosité moyenne était d’autant plus grande que leur période était longue et elle ne semblait dépendre d’aucun autre paramètre. Comme toutes ces étoiles appartenaient à l’un ou l’autre des Nuages de Magellan, elles se trouvaient toutes à la même distance de la Terre et cette propriété n’était pas un effet de distance mais bien une caractéristique physique réelle des étoiles.

Henrietta Leavitt

Henrietta Leavitt : Lancaster, Massachusetts, 1868 – Cambridge, Massachusetts, 1921

Une nouvelle méthode de mesure des distances

Cette propriété des céphéides se révéla d’une importance extraordinaire car elle permit aux astronomes de développer une échelle des distances de l’Univers. En effet, si l’on connaît à la fois les luminosités absolue et apparente d’une étoile, il est possible de calculer à quelle distance celle-ci se trouve. Mais la difficulté est de déterminer la luminosité absolue de l’étoile. C’est là qu’intervient la relation obtenue par Henrietta Leavitt.

Supposons que nous observions deux céphéides de même période, l’une dans un Nuage de Magellan, l’autre dans une région indéterminée. Nous savons que la différence entre les éclats apparents est uniquement un effet de distance puisque deux céphéides de même période ont une luminosité absolue identique. Connaissant la loi de décroissance de l’intensité lumineuse avec la distance, il est alors très facile de calculer l’éloignement de la région indéterminée par rapport à celui des Nuages de Magellan.

Ainsi, avec les céphéides, les astronomes ont une nouvelle méthode de mesure des distances relatives. Celle-ci permet d’aller bien plus loin que les techniques s’appuyant sur la parallaxe car elle s’applique même à des étoiles ne présentant aucun mouvement apparent. Ceci est d’autant plus vrai que les céphéides ont une très grande luminosité absolue, jusqu’à dix mille fois celle du Soleil, et sont donc visibles de très loin.

Harlow Shapley et la Voie Lactée

Il restait néanmoins un problème au début du siècle dernier : la distance réelle des Nuages de Magellan n’était pas connue. Toute mesure se faisait donc de manière relative et il n’était pas possible de connaître l’éloignement réel d’un objet. Les céphéides les plus proches n’étaient d’aucun secours car elles étaient déjà trop éloignées pour présenter une parallaxe mesurable.

C’est l’astronome américain Harlow Shapley qui réussit à surmonter cette difficulté. Il utilisa le fait que certaines céphéides présentent un déplacement angulaire mesurable sur une période de temps suffisamment longue. Par un argument statistique simple, il fut en mesure de déduire de ces déplacements angulaires la distance réelle de certaines céphéides, donc également leur luminosité absolue, et put ainsi établir la relation exacte qui liait la période d’une céphéide à sa luminosité absolue.

Dorénavant, il suffirait de déterminer la période d’une céphéide pour en déduire sa luminosité absolue. En comparant cette valeur à la luminosité apparente de l’étoile, la distance de l’astre serait très facile à calculer.

Harlow Shapley

Harlow Shapley : Nashville, 1885 – Boulder, 1972

Les amas globulaires de la Voie Lactée

Harlow Shapley appliqua cette nouvelle technique à l’étude des amas globulaires, des ensembles d’étoiles qui peuvent atteindre le million de membres et se distinguent par leur aspect sphérique. La distribution des amas globulaires dans le ciel était très différente de celle des étoiles. Les amas couvraient toute la voûte céleste, pas uniquement une bande comme les étoiles. De plus, cette distribution présentait une nette asymétrie puisque la majorité se trouvaient dans la moitié du ciel entourant la constellation du Sagittaire.

Comme les amas globulaires contenaient des céphéides, Harlow Shapley put utiliser sa méthode pour déterminer leur distance. Il put également déterminer leur position réelle dans l’espace et établir une carte à trois dimensions de leur répartition. Le résultat, publié en 1917, montra que les amas se trouvaient à des distances bien plus grandes qu’anticipées, qu’ils étaient distribués de manière sphérique, et que le centre de cette sphère se trouvait très loin du Soleil.

La vision moderne de la Voie Lactée

Harlow Shapley fit alors l’hypothèse que les amas globulaires étaient associés d’une manière ou d’une autre à la Voie Lactée. La distribution des amas globulaires et celle des étoiles devaient donc avoir des tailles similaires et un centre commun. L’astronome américain établit ainsi pour la première fois que la Voie Lactée avait une taille gigantesque et, surtout, il délogeait le Soleil de la place centrale que lui avait attribuée Herschel.

Les distances d’Harlow Shapley étaient à peu près trois fois trop grandes car il ne prenait pas en compte l’effet de l’extinction interstellaire, mais la vision moderne de la Voie Lactée était née.

 

LA GALAXIE

 

La Galaxie


La structure de la Galaxie

La Galaxie est un ensemble d’environ 300 milliards d’étoiles, dont la très grande majorité forment un disque d’environ 100.000 années-lumière de diamètre. Ce disque est très aplati puisque son épaisseur n’est que de 1000 années-lumière, soit environ un centième du diamètre. En son centre se trouve une excroissance de 10.000 années-lumière de diamètre appelée le bulbe. Un halo sphérique de diamètre légèrement plus grand que le disque englobe le tout.

Le Soleil se trouve à moins de 100 années-lumière du plan central du disque, ce qui explique que ce dernier nous apparaît comme une bande dans le ciel : la Voie Lactée. Notre étoile se trouve à 27.000 années-lumière du centre de la Galaxie, soit aux deux tiers de la distance du centre aux limites externes. Enfin, dans notre ciel, le centre galactique se trouve dans la constellation du Sagittaire.

La Voie Lactée

Une vue vers le centre de la Voie Lactée dans la constellation du Sagittaire. Crédit : W.-H. Wang

Le halo et le disque galactique

Les constituants du disque et du halo présentent des propriétés très différentes. Les étoiles du halo sont vieilles, peu lumineuses, rougeâtres et dépourvues d’éléments autres que l’hydrogène ou l’hélium. De plus, le halo est pratiquement dépourvu de gaz et de poussières. Notons aussi que le halo contient les amas globulaires qui permirent à Harlow Shapley de déterminer la taille de la Galaxie.

Au contraire, les étoiles du disque ont une gamme d’âge et de luminosité bien plus étendue. On y trouve en particulier des associations OB, formées d’astres très jeunes, massifs et lumineux, associés à des régions HII. Les étoiles y sont riches en éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium. Enfin, le disque contient un milieu interstellaire très riche, grâce auquel la formation stellaire continue d’être active.

Les populations I et II

La très nette différence entre les étoiles du halo et celles du disque a conduit les astronomes à les classer en deux groupes : la population I composée des étoiles du disque et la population II qui regroupe celles du halo. Cette répartition trouve son origine dans l’histoire de la formation de la Galaxie.

A l’origine, il y a environ 15 milliards d’années, celle-ci n’était qu’un nuage de gaz sphérique en rotation. Il était alors exclusivement formé d’hydrogène et d’hélium, les seuls éléments qui existaient à cette époque. Sous l’effet de la gravitation, ce nuage s’effondra sur lui-même, tout en s’aplatissant du fait de la rotation. Le résultat final fut un disque aplati, perpendiculaire à l’axe de rotation et contenant la plus grande partie de la masse du système, en particulier son gaz.

Les étoiles de la population II datent de la première phase, ce qui explique leur distribution sphérique et l’absence d’éléments plus lourds que l’hélium. Elles sont vieilles car, dorénavant dépourvu de gaz, le halo ne peut plus produire d’étoiles. Nous ne voyons plus que celles qui étaient peu massives et capables de survivre plus de 15 milliards d’années. Elles sont donc peu lumineuses et rougeâtres. Ces étoiles se trouvent maintenant sur des orbites très excentriques et inclinées par rapport au plan du disque, et traversent rapidement ce dernier tous les 100 millions d’années.

Les caractéristiques des étoiles de la population I viennent du fait que le disque est au contraire très riche en gaz. La formation d’étoiles s’y poursuit de façon très intense. On y trouve donc des corps de tous les âges, même de très jeunes étoiles de moins de 100 millions d’années. Au fur et à mesure que les générations stellaires se succèdent, le milieu interstellaire s’enrichit en éléments plus lourds, créés au sein des étoiles et libérés par les vents stellaires, les nébuleuses planétaires et les explosions de supernova. Les nouvelles étoiles deviennent donc aussi de plus en plus riches en éléments lourds.

La rotation autour du centre galactique

Les étoiles du disque ne sont pas au repos mais tournent autour du centre galactique sur une orbite circulaire. La vitesse du Soleil sur son orbite est par exemple de 220 kilomètres par seconde. Le disque ne tourne pas comme un corps rigide, mais est soumis à une rotation différentielle. Ainsi, deux étoiles à des distances différentes du centre n’ont pas la même vitesse de rotation : plus la distance est grande, plus la vitesse de rotation est faible. A 27.000 années-lumière du centre, notre étoile accomplit son orbite en 225 millions d’années.

La Galaxie

Vue d’artiste de la Galaxie d’après des observations en lumière infrarouge et dans les ondes radios. Crédit : CXC/M.Weiss 

Les bras spiraux de la Galaxie

L’extinction interstellaire nous empêche généralement d’étudier les régions lointaines dans le plan galactique. Ceci n’est heureusement pas vrai dans toutes les longueurs d’onde. Ainsi la lumière infrarouge ou les ondes radios ne sont guère affectées par le milieu interstellaire et nous donnent accès à ces régions. Pour étudier la structure globale de la Galaxie, les astronomes utilisent en particulier le rayonnement radio à 21 centimètres, émis par les nuages d’hydrogène atomique qui parsèment la Voie Lactée.

Ce type d’étude a montré que l’hydrogène est réparti de façon inhomogène dans le plan galactique. Le gaz se concentre en fait dans quelques bandes appelées les bras spiraux. Ce nom est lié à l’aspect de ces zones de forte concentration : elles semblent partir du centre galactique et s’en éloigner, tout en s’enroulant comme une spirale.

Les études à 21 centimètres ont révélé l’existence de quatre grands bras spiraux, nommés d’après les constellations dans lesquelles ils apparaissent : Sagittaire-Carène, Centaure-Ecu-Croix du Sud, Cygne et Persée. Il y a également de nombreux petits bouts de bras, en particulier celui d’Orion, dans lequel le Soleil se trouve.

 

 

LE CENTRE DE NOTRE VOIE LACTEE

 

Du fait de l’ extinction interstellaire, il est impossible d’étudier le centre de la Galaxie en lumière visible et les astronomes se servent donc d’observations dans les domaines radio, infrarouge, X et gamma. Celles-ci ont révélé des phénomènes très complexes, en particulier la présence d’un des corps les plus exotiques de l’astrophysique : un trou noir supermassif.

Centre galactique vue par Chandra

Une image du centre galactique prise par Chandra, le satellite d’observation dans les rayons X. Au centre, on aperçoit Sagittaire A*, la source radio quasi-ponctuelle associée au trou noir central. La ligne diagonale indique le plan de la Galaxie. Les zones qui apparaissent rougeâtres sont d’immenses régions de gaz qui s’étendent sur des dizaines d’années-lumière et sont chauffées à 20 millions de degrés. Crédit : NASA/CXC/MIT/F.K.Baganoff et al.

La structure Sagittaire A

Les premières observations radio du centre de la galaxie révélèrent une structure composite baptisée Sagittaire A. Le plus grand élément de cette structure, Sagittaire A Est, a un diamètre d’environ 25 années-lumière et constitue probablement le résidu de l’explosion d’une supernova il y a quelques dizaines de milliers d’années. Comme les explosions de supernova sont très rares, la présence d’un résidu exactement au centre de la Galaxie suggère l’intervention possible d’un autre corps dans le processus.

Le deuxième élément de la structure, Sagittaire A Ouest a une forme plus complexe. Il s’agit d’un ensemble de trois petits bras en forme spirale dont la taille totale ne dépasse pas les trois années-lumière. Au centre de Sagittaire A Ouest se trouve une source radio quasi-ponctuelle appelée Sagittaire A*. La forme spirale de Sagittaire A Ouest suggère que ses étoiles et son gaz sont en orbite autour de cette source centrale.

Sagittaire A

Une image de la source complexe Sagittaire A prise par le VLA à une longueur d’onde de six centimètres. La grande structure ovale est Sagittaire A Est, le résidu probable d’une explosion de supernova. La structure spirale à droite est Sagittaire A Ouest, avec en son centre la source quasi-ponctuelle Sagittaire A*. Crédit : Prof. K.Y. Lo, University of Illinois

La source Sagittaire A*

La source radio Sagittaire A* fut détectée pour la première fois en 1974 à l’aide d’un radio-interféromètre et été le sujet de nombreuses observations. La mesure de taille la plus récente a été obtenue en 2008 par des observations en interférométrie à très longue base (VLBI) faisant collaborer des télescopes situés à Hawaï, en Arizona et en Californie à une longueur d’onde de 1.3 millimètre. La taille angulaire de Sagittaire A* est de 37 millionièmes de seconde d’arc, soit un diamètre de 45 millions de kilomètres, environ la distance minimale de Mercure au Soleil sur son orbite.

La mise en service de télescopes géants depuis les années 1990 et l’observation dans l’infrarouge avec la technique d’optique adaptative ont permis des progrès spectaculaires dans l’étude du centre galactique. Depuis une quinzaine d’années, ces télescopes sont capables d’observer le mouvement précis des étoiles les plus proches de Sagittaire A* et d’analyser leur orbite. On peut en particulier citer l’étoile S2 dont la période orbitale est de 15 ans et dont la distance minimale à Sagittaire A* est de 17 heures-lumière, soit environ 3 fois la distance moyenne Soleil-Pluton.

A partir de la troisième loi de Kepler, on peut déterminer la masse du corps central autour duquel orbitent ces étoiles : 4,3 millions de fois la masse du Soleil. Ce type d’observation permet aussi d’obtenir une limite maximale sur la taille du corps central puisque les étoiles sont en orbite sans jamais tomber sur le corps. La valeur la plus récente est de 6 heures-lumière, soit légèrement plus que la distance moyenne Soleil-Pluton.

15 ans d’observations du centre galactique

Un diagramme de 15 ans d’observations du centre galactique dans l’infrarouge avec un champ d’une seconde d’arc. Le fond est une image prise en 2010, les points colorés représentent la position moyenne de 7 étoiles sur 15 années successives, la saturation de la teinte augmentant avec les années, et les lignes colorées montrent la trajectoire estimée de chaque étoile. La seule explication logique pour ces orbites est la présence d’un trou noir supermassif (invisible dans l’infrarouge) au centre de l’image. Crédit : Keck/UCLA Galactic Center Group

Un trou noir supermassif au centre galactique

Avec nos connaissances actuelles, le seul moyen d’expliquer une quantité de matière aussi énorme dans un espace si restreint est de postuler la présence d’un trou noir supermassif. Un tel corps est mathématiquement équivalent à un trou noir provenant de la mort d’une étoile massive et a donc les mêmes propriétés, par exemple les distorsions de l’espace-temps dans son voisinage. Par contre, sa masse extrême implique évidemment un mode de formation différent qui est encore un sujet d’étude très actif. La relativité générale montre aussi que, contrairement à son cousin stellaire, un trou noir supermassif n’a pas besoin d’être très dense et les forces de marée dans son voisinage ne sont pas très intenses.

Notons que la position présumée du trou noir supermassif n’est pas exactement confondue avec celle de la source radio Sagittaire A*. Cette dernière est probablement créée par un jet de matière qui s’échappe du disque d’accrétion autour du trou noir, loin du rayon de Schwarzschild.

Vanessa Dimitri LAGNAU PAQUIER sur

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