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Une galaxie spirale

Vue d'artiste de notre galaxie : la Voie Lactée

 Ou, plus précisément, une galaxie spirale barrée

Vue de notre galaxie, la Voie Lactée, et situation du Soleil
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La Voie Lactée… Astronomie sur Astronomie et Planètes : les planètes du système solaire et leurs satellites : Soleil, Mercure, Vénus, la Terre, la Lune, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune, Pluton. Nombreuses images, photos, vidéos, animations 3D, stéréoscopie, anaglyphes et extraits de films

 

Galaxie

Dans l'univers, les étoiles ne sont normalement pas isolées mais regroupées au sein de vastes ensembles appelés galaxies. Celles-ci incluent aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière noire. L'ensemble de la matière constituant une galaxie est liée gravitationnellement et orbite autour d'un centre commun. De nombreux indices laissent à penser que le centre de quelques galaxies, voire de la plupart d'entre elles, est occupé par un trou noir de grande taille. Notre galaxie, la Voie lactée abrite un tel objet en son centre.

Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales ou irrégulières. Une description plus étendue des types de galaxie est donnée par la séquence de Hubble.

Notre propre galaxie, la Voie lactée, appelée aussi la Galaxie (avec majuscule), est une grande galaxie spirale barrée d'environ 30 kilo parsecs ou 100 000 années lumières de diamètre. Elle contient environ 100 milliards d'étoiles et a une masse totale d'environ 750 à 1000 milliards de masses solaires.

Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des " ondes " de densité. Car lorsque les étoiles et la matière interstellaire entrent dans un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée; c'est un peu comme une " vague " de ralentissement se déplaçant le long d'une route remplie de voitures en mouvement. Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d'étoiles; ils hébergent donc beaucoup d'étoiles jeunes et donc très lumineuses.

Organisation des galaxies

L'espace entre les galaxies est relativement vide, excepté les nuages de gaz intergalactiques.

Relativement peu de galaxies existent isolément, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d'autres. Des structures contenant jusqu'à une cinquantaine de galaxies s'appellent des groupes de galaxies, et de plus grandes structures contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs s'appellent des " amas de galaxies ". Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en " superamas ", des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies. Dans la mesure de nos connaissances actuelles, au-delà de ces structures, l'univers est uniforme.

La Voie lactée est membre d'un groupe de galaxies appelé le groupe local. Elle en est le second membre par importance, la galaxie la plus importante du groupe étant la galaxie d'Andromède, deux fois plus volumineuse que notre Voie lactée. Le Groupe Local contient environ 30 galaxies dans un espace d'environ dix mégaparsecs et fait partie du superamas local, également connu sous le nom de Amas de la Vierge car son centre se trouve dans la constellation de la Vierge.

Histoire

La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du XXe siècle; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes (qui pouvaient être distinguées grâce à leur mouvement).

En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la bande lumineuse dans le ciel nocturne connue sous le nom de Voie Lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que la galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Le disque résultant des étoiles serait vu, de notre perspective, comme une bande lumineuse dans le ciel. Kant conjectura que certaines des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre.

Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5000 nébuleuses. En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque, et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable d'identifier (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, les nébuleuses n'ont pas été universellement acceptées en tant que galaxies séparées éloignées, jusqu'à ce que Edwin Hubble, au début des années 1920, résolve définitivement la question à l'aide d'un nouveau télescope. Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses en spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses: elles étaient trop éloignées pour faire partie de la voie lactée. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.

La première tentative de décrire la forme de la voie lactée et de la position du Soleil dans celle-ci a été effectuée par Herschel en 1785 en comptant soigneusement le nombre d'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 kilo parsecs de diamètre, avec le Soleil prés 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 kilo parsecs 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, telle qu'elle a été décrite ci-dessus, 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 Prucell 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 la galaxie. L'amélioration des radiotélescopes a permis la détection de ce gaz dans d'autres galaxies.

Dans les années 1970, on réalisa que la masse totale visible, dans les galaxies, des étoiles et du gaz, ne pouvait pas expliquer correctement la vitesse de rotation des galaxies, ce qui amena à postuler l'existence de la matière sombre. Dès le début des années 1990, le télescope spatial Hubble apporta une grande amélioration dans les observations lointaines. Ces nouvelles observations, permirent notamment d'établir que la matière sombre de notre galaxie ne peut se composer uniquement d'étoiles faibles et petites.

Commentaire extraits du CD-Rom © Cosmos
Image : NASA / JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech)
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