GALAXIE (LA)

GALAXIE (LA)

Les étoiles ne sont pas réparties au hasard dans l’Univers. Elles se groupent en ensembles que l’on nomme galaxies. On distingue habituellement la Galaxie, ou Voie lactée, à laquelle appartient le Soleil, des autres galaxies, autrefois appelées nébuleuses extragalactiques. La véritable nature de ces «nébuleuses extragalactiques» ne fut révélée qu’en 1923, lors de la mise en service du grand télescope du mont Wilson, aux États-Unis. Edwin P. Hubble put alors montrer qu’il s’agissait d’agglomérations géantes d’étoiles, analogues à la Voie lactée.

Une étude détaillée de la structure des galaxies est rendue difficile à cause de leur éloignement. En revanche, l’observation de la Galaxie fournit un très grand nombre d’informations sur la composition d’une galaxie, sa structure fine, ses mouvements internes, etc.

Les progrès de l’astronomie galactique furent très lents. Si Galilée découvrit dès 1610, avec la lunette astronomique qu’il venait de construire, que la Voie lactée était un nuage extrêmement dense d’étoiles très peu lumineuses, c’est seulement en 1750, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe , que le savant anglais Thomas Wright imagina qu’elle formait un nuage aplati, disque parsemé d’étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil. Au début du XVIII^e siècle, des dénombrements d’étoiles effectués suivant différentes directions permirent à William Herschel, astronome d’origine allemande établi en Angleterre, de confirmer cette idée, mais il fallut attendre les années 1920 pour que les astronomes américain Harlow Shapley et néerlandais Jan Hendrik Oort donnent une idée correcte des dimensions de la Galaxie en estimant à 10 kiloparsecs (1 parsec = 3,09 . 10¹⁶ m = 206 265 ua = 3,26 années de lumière; symbole: pc) la distance du Soleil au centre de celle-ci. La Galaxie est un ensemble de 100 milliards d’étoiles qui sont principalement concentrées dans un disque de 30 kiloparsecs de diamètre et de 400 parsecs d’épaisseur moyenne. Certaines sont réparties au hasard dans ce disque, d’autres suivant des bras qui s’enroulent en spirale autour du centre. Ces dernières, plus jeunes et plus lumineuses, sont plus ou moins noyées dans de grands nuages de gaz interstellaire – tantôt obscurs, tantôt lumineux s’ils sont proches d’une étoile brillante – et de poussière. Cette matière interstellaire cache à l’observation optique la plus grande partie du plan galactique: on ne peut y détecter les astres situés à plus de 3 kiloparsecs du Soleil. En particulier, toute la région du centre galactique échappe à l’observation dans le visible. Ce sont les émissions de la matière dans les domaines radio et infrarouge qui permettent d’explorer les régions plus lointaines, en particulier l’émission de l’hydrogène neutre à 21 centimètres de longueur d’onde. La localisation dans l’espace de cet hydrogène a montré qu’il était concentré dans les bras spiraux. On a pu ainsi tracer la structure de la Galaxie jusqu’à de très grandes distances de son centre. À côté du gaz interstellaire et des étoiles distribuées dans le plan galactique, on trouve de nombreuses autres étoiles, isolées ou groupées en amas globulaires, dans des régions éloignées du plan galactique (cf. AMAS ET ASSOCIATIONS STELLAIRES - Amas stellaires).

La Galaxie est animée d’un mouvement de rotation autour de son centre, mouvement qui est mis en évidence par l’étude du déplacement des étoiles au voisinage du Soleil. Ce mouvement se mesure aussi sur la raie d’émission de l’hydrogène neutre. On a pu montrer que la vitesse de rotation dépendait de la distance au centre. Pour le Soleil, elle est de 220 kilomètres par seconde, ce qui correspond à une révolution complète en 250 millions d’années, durée bien inférieure à l’âge de la Galaxie, estimé à 15 milliards d’années. La variation de la vitesse en fonction de la distance au centre est due au fait que les étoiles sont plus concentrées dans les régions centrales de la Galaxie, dont on a pu ainsi déterminer la masse totale, égale à 200 milliards de masses solaires.

L’importance des effets du champ magnétique dans la Galaxie n’a été comprise que récemment. L’existence de ce champ était établie depuis longtemps, mais aucune mesure précise ne permettait de déterminer son intensité. Les observations montrent qu’elle est de l’ordre de 10^-10 tesla dans le plan galactique, avec des valeurs sensiblement plus élevées dans les bras. Mais son influence sur la structure spirale et le mouvement du gaz et des étoiles paraît faible.

Le tableau 1 rassemble quelques caractéristiques de la Galaxie.

1. Système de coordonnées galactiques

Pour repérer un astre dans la Galaxie, on définit sa longitude l mesurée dans le plan moyen de la Voie lactée (plan galactique) et sa latitude b , distance angulaire à ce plan ^{[cf. ASTROMÉTRIE ET ASTRONOMIE FONDAMENTALE]}. Le pôle galactique a pour coordonnées équatoriales (ascension droite 見 et déclinaison 嗀 ):

L’origine des longitudes (l = 0, b = 0) est prise dans la direction du centre galactique.

Ce système est héliocentrique: il sert à repérer les astres sur la voûte céleste par rapport à la Voie lactée, sans tenir compte de leur distance.

2. Constituants de la Galaxie

Populations stellaires

La répartition des astres dans la Galaxie dépend de leur nature. Les étoiles les plus brillantes intrinsèquement, de type O ou B, ne s’observent qu’au voisinage immédiat du plan galactique (cf. AMAS ET ASSOCIATIONS STELLAIRES - Associations O B). Elles appartiennent à ce qu’on appelle la population I. La répartition des amas globulaires, qui appartiennent à la population II, correspond à une distribution à peu près sphérique autour du centre de la Galaxie, avec une concentration plus grande au voisinage de ce centre. Mais, entre ces deux types extrêmes, de nombreux astres présentent une distribution plus ou moins concentrée vers le plan galactique. Pour mettre cela en évidence, on peut comparer les demi-épaisseurs moyennes des distributions des différents types d’astres mesurées perpendiculairement au plan galactique, au niveau du Soleil (tabl. 2). 77 p. 100 de la masse stellaire de la Galaxie sont concentrés dans la population I, dont 10 p. 100 dans les bras, et 23 p. 100 environ dans la population II.

Les étoiles

Le nombre des étoiles est estimé à 100 milliards; on en distingue de nombreux types ^{[cf. ÉTOILES]} que l’on a pu grouper dans une séquence d’évolution, et qui présentent aussi des différences de composition. Toutes les étoiles pauvres en éléments lourds, essentiellement les sous-naines, appartiennent à la population II; l’abondance en éléments lourds dans ces étoiles est comprise entre 10 et 0,01 p. 100 de celle des étoiles de la population I (dont le Soleil). Les étoiles les plus brillantes se trouvent uniquement dans le plan galactique, et plus spécialement dans les bras. Ce sont des étoiles de formation récente.

Il existe aussi des différences cinématiques: les mouvements d’ensemble par rapport au Soleil et les mouvements d’agitation varient d’un type à l’autre. Les étoiles de la population I sont en rotation rapide autour du centre de la Galaxie, celles de la population II en rotation plus lente, mais elles sont animées en même temps de mouvements individuels très importants.

Le gaz et la poussière interstellaires

Le gaz interstellaire est essentiellement formé d’hydrogène neutre ou ionisé et, en faible proportion, d’hélium et d’atomes plus lourds. Il est réparti en nuages discrets, dont les dimensions sont de l’ordre de 1 à 10 parsecs et la densité moyenne de 10 atomes par centimètre cube. Quelques nuages plus importants et plus denses existent également. La densité peut y atteindre plusieurs milliers d’atomes par centimètre cube, avec une masse de plusieurs centaines de masses solaires ou plus. Ce sont les sites où se forment les étoiles massives. Ces nuages peuvent être excités par le rayonnement ultraviolet des étoiles voisines et forment les grandes nébuleuses à émission (ou régions H II). Ils sont très concentrés dans le disque, et particulièrement dans les bras en spirale: le gaz interstellaire appartient à la population I, et sa présence est liée à la formation des étoiles.

L’hydrogène ionisé, qui se trouve au voisinage d’étoiles excitatrices, est étudié soit par son émission visible, soit par son émission radio. L’hydrogène neutre peut être observé par sa raie d’émission à 21 centimètres et par la raie Lyman 見 dans l’ultraviolet.

Depuis les années 1970, les radiotélescopes ont détecté les raies de nombreuses molécules, parfois en absorption, mais plus généralement en émission, dans le domaine des longueurs d’onde centimétriques et millimétriques. On en connaît une centaine, allant de molécules relativement simples comme CO ou OH à des molécules très complexes comportant jusqu’à une dizaine d’atomes de carbone, ou à des molécules comprenant des atomes d’oxygène, d’azote, de soufre, de silicium.

Ces molécules sont soit diffuses, comme OH, CO ou NH³, soit concentrées à l’intérieur de grands nuages de gaz, comme celui qui est associé à la nébuleuse d’Orion. Ces molécules émettent parfois, comme dans le cas de H²O, OH et SiO, par un mécanisme cohérent de type maser. Ces sources masers sont caractéristiques des régions d’étoiles en formation. Des observations en radio-interférométrie à grande base (V.L.B.I.) ont révélé que ces sources masers avaient des dimensions inférieures à 30 unités astronomiques. Les nuages moléculaires sont aussi la source d’émissions intenses en infrarouge produites par la poussière qu’ils renferment.

Des particules solides sont en effet associées au gaz. On les a détectées soit par leur effet sur la lumière qui les traverse en provenance des étoiles lointaines et des galaxies (absorption, rougissement et polarisation), soit parce qu’elles diffusent la lumière des étoiles brillantes voisines en donnant naissance aux nébuleuses par réflexion, soit, enfin, par leur émission infrarouge; leur masse totale est très inférieure à celle du gaz (1 p. 100 environ). Cependant, leur importance est considérable car elles jouent le rôle de catalyseur pour la formation des molécules interstellaires, et elles interviennent certainement dans une large mesure dans le processus de condensation des gaz qui donne naissance aux étoiles.

Les particules de haute énergie

Les particules de haute énergie sont aussi connues sous le nom de rayons cosmiques ; leur composition est peu différente de celle du gaz interstellaire, mais les éléments lourds y sont plus abondants par rapport à l’hydrogène.

Particules chargées, accélérées jusqu’à des vitesses voisines de celle de la lumière, elles parcourent la Galaxie en subissant l’influence du champ magnétique. Si leur masse au repos est parfaitement négligeable, l’énergie totale qu’elles possèdent représente une fraction importante de l’énergie contenue dans la Galaxie.

Les rayons cosmiques peuvent être observés directement au voisinage de la Terre, par fusées ou satellites, mais il est souvent difficile de tenir compte de l’effet du champ magnétique solaire sur leur répartition et leur composition. Leur spectre d’énergie (nombre N des particules d’énergie comprise entre E et E + dE ) est de la forme N (E ) = E size=1^漣 size=1^塚 , avec 塚 variant entre 2,1 et 2,7 (cf. rayons COSMIQUES).

Cette loi est valable depuis les énergies les plus élevées qui ont été observées – environ 10²⁰ électronvolts – jusqu’aux environs de 10⁸ électronvolts. Vers les basses énergies, le nombre de particules diminue, mais on ne sait pas encore si cette propriété des rayons cosmiques est intrinsèque ou si elle est due à un effet du champ magnétique solaire qui empêcherait les particules les moins énergiques d’arriver au voisinage de la Terre.

La radioastronomie fournit un autre moyen d’étude des rayons cosmiques. On doit en effet à la composante électronique des rayons cosmiques une émission continue intense dans le domaine des longueurs d’onde métriques et décamétriques, émission provoquée par le freinage des électrons dans le champ magnétique de la Galaxie et connue sous le nom d’effet synchrotron.

Ce rayonnement provient d’un disque aplati, d’une épaisseur moyenne de 250 parsecs, et d’un halo ellipsoïdal entourant toute la Galaxie. Les électrons du rayonnement cosmique peuvent être considérés comme ultrarelativistes (E 拾 m ⁰ c ²).

L’énergie totale W (exprimée en watts) émise par un électron d’énergie E (exprimée en électronvolts) par effet synchrotron dans un champ magnétique H (exprimé en teslas) est donnée dans ce cas par la formule:

où 淋 est l’angle entre la direction du champ magnétique et la trajectoire de l’électron.

Cette énergie est émise sur un spectre assez large, qui présente un maximum au voisinage d’une «fréquence critique» f ^c (exprimée en mégahertz) égale à:

L’existence de cette émission démontre la présence des électrons dans les rayons cosmiques et celle d’un champ magnétique dans le milieu interstellaire. Par ailleurs, l’interaction des rayons cosmiques avec la matière interstellaire produit un rayonnement gamma dont l’étude fournit des renseignements précieux sur cette matière.

3. Structure de la Galaxie

Une grande partie des connaissances sur la structure de la Galaxie provient, d’une part, de l’observation optique des astres, en particulier de l’étude de leur distribution dans l’espace (statistique stellaire), d’autre part, de la radioastronomie. Ces deux méthodes peuvent être considérées comme complémentaires: la première s’applique aux étoiles et à la matière interstellaire dont la distance peut être déterminée avec précision, mais elle est d’application très limitée dans le plan galactique à cause de l’absorption interstellaire; la seconde s’applique seulement au gaz interstellaire, mais elle en permet l’observation jusqu’à des distances considérables, même dans le plan galactique. L’observation des galaxies extérieures est d’un grand secours dans toute l’étude de la structure galactique. Plus récemment, les observations dans les domaines infrarouge et gamma ont donné d’autres renseignements d’importance.

Statistique stellaire

La statistique stellaire étudie la répartition des astres dans l’espace et leurs mouvements, à partir des données fournies par l’observation, à savoir:

– les coordonnées angulaires dans un système d’axes héliocentrique, fixe par rapport à des astres situés en dehors de la Galaxie;

– la distance r d’un astre, déduite de la comparaison entre sa magnitude relative et sa magnitude absolue ^{[cf. ÉTOILES]};

– son mouvement propre, déterminé par ses changements séculaires de position, après soustraction des effets de parallaxes et d’aberration ^{[cf. ASTROMÉTRIE ET ASTRONOMIE FONDAMENTALE]};

– sa vitesse radiale, mesurée par l’effet Doppler-Fizeau présenté par son spectre.

Ces mesures doivent être faites sur un très grand nombre d’astres (plusieurs dizaines de milliers si possible) si l’on veut obtenir des résultats significatifs, car aux mouvements d’ensemble des groupes d’étoiles se superpose un mouvement d’agitation aléatoire analogue à celui des molécules d’un gaz ou du mouvement brownien, et dont la vitesse atteint parfois 100 kilomètres par seconde.

La première découverte importante de la statistique stellaire a été celle du mouvement du Soleil par rapport aux étoiles proches. Si l’on étudie la distribution des vitesses de ces étoiles, on s’aperçoit que la résultante n’est pas nulle: il existe un mouvement d’ensemble de ce nuage d’étoiles par rapport au Soleil; autrement dit, le Soleil semble se déplacer d’un mouvement de translation uniforme; il se dirige vers un point du ciel situé dans la constellation d’Hercule et nommé apex, à une vitesse de 20 梁 0,5 kilomètres par seconde. Les coordonnées galactiques de l’apex sont l = 53⁰ et b = + 25⁰.

Si l’on retranche ce mouvement pour chaque étoile, les vitesses résiduelles ainsi définies n’ont pas une distribution isotrope: les étoiles situées dans certaines directions se déplacent plus vite que les autres. C’est l’étude de cette anisotropie qui a conduit à l’image dynamique de la Galaxie telle qu’elle est conçue actuellement.

Rotation différentielle et constantes de Oort

Les étoiles tournent autour du centre de la Galaxie suivant des orbites quasi circulaires, avec des vitesses angulaires qui dépendent de leur distance à ce centre. Ce mouvement est représenté sur la figure 1, qui montre également quelle sera la vitesse apparente, par rapport au Soleil, d’une étoile du plan, de longitude l et de distance 福 .

En pratique, on peut mesurer la vitesse radiale R de l’étoile par rapport au Soleil (projection de V ^Msur la direction SM) et son mouvement propre relatif T / 福 , T étant la projection de V ^Msur la direction perpendiculaire à SM. Soit 諸 ⁰ et 諸 les vitesses angulaires de rotation du Soleil et de l’étoile M autour du centre. On montre que dans une rotation autour du centre le champ de vitesse des étoiles dans la Galaxie est lié à R et T par les formules:

où r ⁰ est la distance du Soleil au centre de la Galaxie.

Dans le cas des étoiles proches ( 福 inférieur à 1 000 pc), on peut faire un développement au premier ordre suivant (r 漣 r ⁰), et l’on obtient:

en posant:

A et B sont connues sous le nom de constantes de Oort. Les valeurs généralement adoptées sont A = + 15 kilomètres par seconde et par kiloparsec et B = 漣 10 kilomètres par seconde et par kiloparsec.

On peut en déduire la vitesse de rotation V ^o du Soleil autour du centre de la Galaxie, soit, pour r = 8,5 kiloparsecs, V ^o = 220 kilomètres par seconde, vitesse qui correspond à une période de révolution de 250 millions d’années.

A et B permettent également de déterminer la vitesse de rotation des étoiles relativement proches du Soleil. Si la distance est beaucoup plus grande, le problème est plus compliqué et il faut revenir aux formules initiales (1) et (2).

L’observation des étoiles montre alors que la Galaxie ne tourne pas comme un corps solide: la vitesse angulaire 諸 dépend de la distance au centre. La vitesse V (r ) atteint un maximum près du centre galactique et reste invariable ensuite.

Pour les régions centrales (r 麗 r ⁰) la statistique stellaire est peu précise, car les étoiles sont cachées par la matière absorbante. Il est alors possible de définir la courbe de rotation galactique à l’aide de l’observation radio de l’hydrogène neutre.

La figure 2 donne la courbe de rotation de la Galaxie. Une courbe semblable a été obtenue pour les grandes galaxies spirales proches. Cette courbe de rotation permet une estimation de la masse totale de la Galaxie. En effet, pour les distances r très supérieures à r ⁰, on a V = K / 連r ; l’étoile se déplace comme si toute la masse de la Galaxie était concentrée en son centre, et la vitesse de rotation de l’étoile permet de déduire le champ de gravitation et aussi la valeur de cette masse, qui est évaluée à 2 練 10¹¹ M^o (M^o = masse solaire). Les étoiles et la matière interstellaire ne peuvent rendre compte de la totalité de cette masse; on doit faire appel à de la matière non encore détectée, de nature inconnue, qui sera évoquée plus loin. La détermination de la distance du Soleil au centre de la Galaxie est difficile, les régions centrales étant cachées à l’observation optique par suite de l’absorption interstellaire, et la radioastronomie ne permettant pas la mesure directe des distances.

On utilise généralement le dénombrement d’astres de la population II, RR Lyrae ou amas globulaires, dont la distribution est assez large pour que l’on puisse en observer un nombre suffisant en dehors du plan galactique. Mais deux caractéristiques mal connues interviennent: la magnitude absolue de ces astres, et la valeur du coefficient d’absorption interstellaire.

Les valeurs trouvées varient entre 6 et 10 kiloparsecs, mais certaines mesures sont certainement entachées d’erreurs systématiques. D’après les résultats des mesures les plus récentes, on admet une valeur de 8,5 kiloparsecs, avec une incertitude ne dépassant pas 10 p. 100.

La raie à 21 centimètres et la structure spirale

Notre connaissance de la structure de la Galaxie a fait d’importants progrès depuis la découverte des émissions radioélectriques, en particulier de l’émission à 21 centimètres de l’hydrogène neutre (fig. 3; cf. RADIOASTRONOMIE).

L’hydrogène neutre atomique est, avec l’hydrogène moléculaire, le principal constituant du gaz interstellaire: sa masse totale représente 5 p. 100 de la masse stellaire; mais il n’est pas observable en optique, car il ne possède aucune raie dans le domaine visible. La raie de l’hydrogène neutre à 21 centimètres est due à une transition entre deux niveaux de la structure hyperfine de l’atome dans son état fondamental (cf. SPECTROSCOPIE - Spectroscopie atomique). Le passage entre les deux niveaux d’énergie se fait par émission d’un photon de fréquence f = 1 420,405 6 MHz, soit de longueur d’onde dans le vide = 21,105 cm.

L’émission de chaque atome est peu probable, mais, à cause des dimensions énormes de l’espace interstellaire, l’émission totale de l’hydrogène neutre est aisément détectable.

En réalité, la longueur d’onde de la raie vue par un observateur terrestre est déplacée par effet Doppler-Fizeau d’une quantité 凞 donnée par 凞 / = v/c , v étant la vitesse radiale de la source. Le déplacement se fait vers les grandes longueurs d’onde si la source s’éloigne de l’observateur, vers les courtes longueurs d’onde si elle s’en approche.

La détermination de la fréquence exacte d’une émission fournit donc une mesure de la vitesse de l’hydrogène neutre par rapport au système solaire. Si deux nuages de vitesses différentes se trouvent sur la même ligne de visée, il est possible de distinguer leurs contributions en traçant le spectre de la raie au voisinage de 21 centimètres. L’intensité sur chaque fréquence est proportionnelle à la densité du nuage correspondant.

Dans les régions extérieures de la Galaxie, la vitesse radiale de l’hydrogène associé à des objets de distance connue donne la courbe de rotation. Mais la méthode n’est plus applicable dans les régions internes (distance au centre inférieure à celle du Soleil) car, sur une ligne de visée, il existe deux points ayant la même vitesse radiale par rapport au Soleil. En revanche, dans ces régions, il sera facile de mettre en évidence des mouvements différents d’une rotation, par exemple un mouvement d’expansion, ou mouvement radial du gaz à partir du centre de la Galaxie.

Pour les régions extérieures, l’étude de la raie à 21 centimètres a montré que l’hydrogène neutre était concentré dans le plan galactique et réparti le long de bras en spirale analogues à ceux que l’on distingue dans la galaxie M 31 d’Andromède. Cette structure s’étend jusqu’à 30 kiloparsecs du centre.

L’étude de la répartition de certains objets comme les régions H II ou les étoiles jeunes a également pu mettre en évidence la structure spirale de la Galaxie au voisinage du Soleil. Les bras ainsi trouvés coïncident avec ceux qu’indique la radioastronomie.

L’hydrogène neutre n’est pas distribué uniformément dans les bras. Il se présente sous forme de petits nuages de formes et dimensions très variables. Ces nuages n’occupent pas plus de 7 p. 100 du milieu interstellaire.

La température de l’hydrogène neutre varie, d’un nuage à l’autre, entre 40 et 120 kelvins.

Dynamique de la Galaxie

Le disque de la Galaxie est en équilibre entre l’attraction gravitationnelle des régions intérieures et la force centrifuge liée à la rotation. De la connaissance des variations de cette rotation avec la distance au centre galactique, on peut non seulement estimer la masse totale de la Galaxie, mais remonter à la distribution des masses en fonction de la distance au centre galactique. Cela a amené à une surprise de taille, comme on l’a déjà dit: il existe dans la Galaxie beaucoup plus de masse que la somme des masses des étoiles et du gaz. Une partie importante (peut-être 90 p. 100) de la masse de la Galaxie est donc constituée d’une matière non visible, appelée, faute de mieux, «matière noire». Le phénomène paraît général pour toutes les galaxies spirales analogues à la nôtre. La nature de cette matière noire n’est pas encore élucidée: il pourrait s’agir de trous noirs, d’étoiles de si faible masse qu’elles ne rayonnent pas par elles-mêmes (à l’instar des planètes), de neutrinos, de particules élémentaires exotiques... On ne sait pas non plus si elle est distribuée dans le disque galactique ou plutôt dans un halo massif plus ou moins sphérique. Cependant, il est intéressant de constater que sa distribution radiale est semblable à celle du gaz atomique tel qu’on l’obtient par l’observation de la raie à 21 centimètres de longueur d’onde; cette propriété est également vraie pour les autres galaxies, et suggère que la matière noire pourrait simplement être faite de petits nuages moléculaires très denses et très froids, noyés au sein du reste de la matière interstellaire et très difficiles à détecter. Cette hypothèse séduisante commence à être confirmée par quelques observations.

En plus de leur rotation autour du centre galactique, les étoiles et les nuages interstellaires sont animés de mouvements aléatoires semblables à ceux des molécules d’un gaz. Ces mouvements occasionnent une pression analogue à celle d’un gaz, qui empêche le disque galactique d’avoir une épaisseur nulle; comme l’atmosphère de la Terre, le «gaz stellaire» est en équilibre hydrostatique, perpendiculairement au disque galactique, entre sa pression et l’attraction gravitationnelle des régions du disque proches du plan de symétrie. Les étoiles vieilles ont des mouvements aléatoires plus grands que les étoiles jeunes et les nuages interstellaires, et forment en conséquence un disque plus épais, leur «pression» étant plus grande. L’origine de ces différences avec l’âge est controversée.

Le «gaz d’étoiles» est l’objet de différentes instabilités gravitationnelles qui sont à l’origine des structures caractéristiques des galaxies spirales: barres et bras de spirale eux-mêmes. Notre Galaxie paraît barrée dans ses régions centrales, ce qui signifie que le disque n’est pas dans ces régions à symétrie circulaire, mais est plutôt déformé en ovale. Presque toutes les galaxies spirales sont d’ailleurs plus ou moins barrées. Quant aux bras, ce sont des ondes de densité, c’est-à-dire des concentrations locales de masse, de forme spirale. Cette structure spirale garde sa forme malgré la rotation différentielle qui fait que les étoiles tournent plus ou moins vite selon leur distance au centre: il s’agit bien d’une onde rigide qui traverse le gaz d’étoiles, à la manière d’une onde sonore. La compréhension de la structure et de l’origine de ces structures représente un progrès majeur de l’astronomie galactique contemporaine.

Les régions centrales

L’étude des noyaux galactiques actifs a montré l’importance des régions centrales comme sources d’énergie dans les galaxies. En conséquence, l’observation des régions centrales de la Galaxie s’est considérablement développée. L’absorption interstellaire empêchant toute observation dans le domaine visible, les résultats principaux proviennent de l’observation des émissions radioélectriques (émission continue et raies moléculaires), des émissions dans l’infrarouge et des émission X et 塚.

On a ainsi découvert que le centre de la Galaxie était le siège d’une activité intense, bien qu’inférieure à celle du noyau des galaxies de Seyfert. De nombreux détails sur sa morphologie sont maintenant connus, mais il n’est pas encore possible de se faire une idée complète de la structure des régions centrales et des phénomènes qui s’y déroulent.

Le centre de la Galaxie est la source d’une émission radio continue intense d’origine non thermique. La structure de cette source a pu être étudiée par la méthode de radio-interférométrie à grande base (V.L.B.I.). La source radio présente une composante extrêmement compacte qui a pu être résolue à 1,3 cm de longueur d’onde. Son diamètre apparent est alors de 3,5 millièmes de seconde d’angle, soit une dimension de 30 unités astronomiques seulement. De plus, cette source varie en intensité de 20 à 40 p. 100 sur des échelles de temps allant de quelques jours à plusieurs années.

Autour de cette source on trouve, dans une région de 2 parsecs environ, une remarquable structure en spirale avec trois minibras qui suggèrent l’éjection de jets par le noyau, comme dans le cas des noyaux de quasars et des radiogalaxies.

À plus grande distance du centre, jusqu’à quelques dizaines de parsecs, on trouve une structure très filamenteuse semblable à un bras spiral qui serait, lui aussi, situé bien en dehors du plan galactique. Cette asymétrie par rapport au plan se retrouve dans la distribution du gaz moléculaire (observé par la raie de CO à 2,6 mm).

Des observations dans le proche infrarouge ont permis de préciser la nature et la distribution des étoiles au centre galactique. La source infrarouge IRS16, qui est située à la position de la radiosource compacte qui représente vraisemblablement le centre même de notre Galaxie, est en fait un amas d’étoiles extrêmement dense. Les étoiles qui le constituent ont été discernées individuellement sur de remarquables images infrarouges obtenues avec le New Technology Telescope (N.T.T.) de 3,5 m de l’Observatoire européen austral. Certaines de ces étoiles sont très lumineuses (plus de cent mille fois la luminosité du Soleil) et présentent les caractéristiques d’étoiles jeunes et massives. Elles ont pu se former récemment à partir de gaz présent dans ces régions. Une autre possibilité, plus probable en raison de la très grande densité stellaire dans cet amas, est qu’elles résultent de la collision, suivie de la fusion en un seul objet, d’étoiles ordinaires de plus faible masse. Si cela est vrai, il est presque inévitable que se soit rassemblée au centre même une quantité importante de masse sous la forme d’un trou noir. Celui-ci, dont la masse pourrait être actuellement de l’ordre d’un million de fois celle du Soleil (ce qui est encore peu comparé à la masse totale de la Galaxie, environ cent milliards de fois celle du Soleil), doit devenir progressivement de plus en plus massif par capture de la matière avoisinante – étoiles et gaz. C’est la chute de cette matière dans le trou noir qui pourrait être responsable de certains des phénomènes violents et spectaculaires que l’on observe au centre galactique – et en particulier de l’existence de la source radio centrale.

Enfin, plusieurs sources ont aussi été observées en rayons X, entre 0,5 et 4,5 keV. L’émission continue d’une de ces sources est accompagnée de l’émission d’une raie étroite à 511 kiloélectronvolts, variable comme l’émission continue. Cette raie correspond à l’annihilation positron-électron, un autre phénomène qui devrait nous guider dans la compréhension des phénomènes qui se déroulent dans le noyau.

Le champ magnétique

L’existence du champ magnétique galactique est démontrée par plusieurs types d’observation: la polarisation de la lumière des étoiles, l’existence du rayonnement synchroton en radioastronomie, la rotation de la direction de polarisation du rayonnement des radiogalaxies lors de sa traversée du milieu interstellaire (rotation Faraday), etc. Mais les mesures de l’intensité de ce champ magnétique et l’étude de sa distribution dans la Galaxie sont très délicates.

On estime cependant que le champ magnétique serait surtout concentré dans les bras de spirale, où il atteindrait de 1 à 5 . 10^-9 tesla. Quant au champ régnant dans le halo, on ne peut encore rien en dire, l’hypothèse de l’existence d’un halo gazeux, qui repose sur l’observation d’une émission synchrotron à grande distance du plan galactique, étant controversée.

Dans un plasma (milieu gazeux très ionisé), le champ magnétique a une importance considérable, tout mouvement de matière étant lié à celui du champ (le plasma est dit «gelé» dans le champ magnétique). L’un des problèmes fondamentaux de l’astronomie galactique est donc l’étude de ce champ magnétique, de son origine et de son évolution possible. Ce champ joue sans doute un rôle important pour la physique du gaz interstellaire.

4. Formation de la Galaxie

On possède maintenant des preuves certaines que les étoiles se forment par condensation de la matière interstellaire ^{[cf. ÉTOILES]}. Mais le problème de l’origine et de l’évolution de la Galaxie (et des galaxies en général) est beaucoup moins avancé. Selon l’hypothèse de Jan Hendrik Oort, généralement admise, la Galaxie aurait été formée à partir d’un grand nuage d’hydrogène en rotation lente. Tout au début, des étoiles se seraient condensées en des points distribués au hasard dans le nuage, donnant naissance à la population II. Le gaz étant à cette époque dépourvu d’éléments lourds (qui ne sont synthétisés que dans les étoiles massives; cf. NUCLÉOSYNTHÈSE), les étoiles de cette population sont très pauvres en métaux.

Le reste de la nébuleuse aurait alors continué à évoluer en se concentrant de plus en plus dans un disque en rotation rapide. Au cours de cette condensation, le processus de formation d’étoiles s’est poursuivi, donnant les systèmes intermédiaires. Enfin, à l’heure actuelle, le gaz interstellaire est concentré en un disque très fin (population I extrême) et c’est là seulement que l’on observe la formation d’étoiles.

Encyclopédie Universelle. 2012.