Historique de Marseille
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le 18/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
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| La Voie Lactée | |||||||
Elle se présente comme un immense disque pourvu d’un renflement sphérique en son centre.
Comme une crêpe qui aurait avalé une balle de golf.
Jean-Pierre Luminet
Bonnes nouvelles des étoiles
La Voie Lactée est connue depuis toujours, puisqu’elle nous étale son magnifique spectacle sous les yeux (à condition que nous n’ayons pas les yeux trop pollués…). Mais entre voir et comprendre, il y a loin ! La première des interrogations concerne la nature de ce voile lumineux. Elle n’a trouvé sa réponse que dans les années 1920. Ensuite, étant donné que nous sommes à l’intérieur, il a été difficile d’en déterminer la forme.
Nous allons considérer la Voie Lactée, sachant qu’elle est constituée principalement d’un ensemble d’étoiles, et qu’elle contient des objets tels que les amas ouverts et les nébuleuses gazeuses.
Etant à l’intérieur de notre Galaxie, nous ne pouvons en avoir une vision globale. Nous voyons dans la même direction des objets qui se trouvent en réalité à des distances très différentes. Sans la notion de distance, nous ne pourrions pas établir la forme de notre Galaxie.
Le problème se compare à l’établissement du plan d’une ville, qu’on devrait réaliser en restant sur le toit d’un immeuble. Voir le chapitre sur les distances.
Ces analogies nous font comprendre de quelle manière on a progressivement étendu notre vision de l’Univers. La méthode trigonométrique s’applique aux étoiles proches, dont on peut déterminer la distance, et mesurer certaines propriétés physiques analogues de la taille des fenêtres (par exemple la relation période-luminosité des céphéides). Plus loin, on étudiera ces propriétés, et on en déduira les distances. Plus loin encore, il faudra utiliser d’autres critères, plus globaux, comme la luminosité des amas globulaires ou leurs dimensions. Plus on s’éloigne, plus les critères utilisés sont indirects, plus la précision diminue. Le critère ultime actuel est de nature cosmologique, il s’appuie sur l’expansion de l’Univers.
Les étoiles ne présentant, dans les meilleurs instruments, que des images ponctuelles, il a longtemps été impossible d’étudier autre chose que leurs positions, et de les compter. Cette activité a occupé l’Antiquité et le Moyen-Age, avant l’invention de la lunette, et nous a donné les premiers catalogues.
William Herschell, à la fin du XVIIIe siècle, a constaté que les étoiles visibles à l’œil nu sont uniformément réparties sur le ciel. Ensuite, il a remarqué que celles qu’on voit au télescope, beaucoup plus nombreuses, ne le sont pas : leur nombre est nettement plus important près de la Voie Lactée que dans la direction perpendiculaire. Cette constatation est à la base de la première méthode d’analyse de la Voie Lactée.
La méthode consistait à déterminer le nombre d’étoiles visibles dans un carré de 1° de côté, selon sa position sur le ciel. Dans toutes les directions, on trouvait à peu près le même nombre d’étoiles, montrant qu’elles étaient bien réparties autour de nous.
Certaines directions contenaient davantage d’étoiles faibles que d’autres. Les étoiles faibles étant statistiquement plus lointaines, il apparaissait que plus on s’éloignait de la Terre, plus les étoiles se concentraient dans une bande particulière. Cette bande correspondait à la Voie Lactée. C’est ainsi que peu à peu s’est dessinée une première ébauche de ce qu’était l’Univers (alors limité à la Voie Lactée), un ensemble d’étoiles aplati.
Ces dénombrements ont montré de plus que la Terre était au centre du système d’étoiles. En effet, les schéma ci-dessous expliquent que des instruments de portée limitée amènent nécessairement cette conclusion fausse.
Avec un instrument modeste, on compte autant d’étoiles dans toutes les directions. On a l’impression d’être au centre d’une sphère d’étoiles. Le cercle indique les étoiles visibles depuis la Terre, qui se trouve en son centre (le Soleil en rouge).
Avec un instrument plus puissant, mais dont la portée est inférieure à l’épaisseur de la bande, on arrive à la même conclusion. La sphère des étoiles visibles est simplement plus grande.
Avec un instrument suffisament puissant enfin, les bords de la bande sont atteints, et on constate que les étoiles ne sont pas groupées en une sphère, mais en une bande dont on mesure l’épaisseur. Dans l’autre direction, les bords ne sont toujours pas atteints, et l’impression de se trouver au centre subsiste. Le jour où on disposera enfin d’un instrument assez puissant pour dépasser les extrémités de la bande, on verra que le nombre d’étoiles, à partir d’une certaine magnitude, n’augmente plus. Cette magnitude limite permettra d’évaluer la taille de la Voie Lactée.
Comme résultat de son analyse, William Herschell a publié le schéma suivant :
Le Soleil est au centre, bien évidemment, et on voit déjà que les étoiles forment un système aplati. Mais si les limites en haut et en bas sont réelles (on avait atteint les dernières étoiles au-dessus et au-dessous du plan de la Voie Lactée), les bords droit et gauche du dessin marquent les limites instrumentales. Dans le plan de la Voie Lactée, l’absorption interstellaire est en grande partie responsable de cette limitation.
Remarquez sur le schéma le vide qui sépare deux bandes d’étoiles sur la droite. Il est réel, même si William Herschel ne pouvait l’expliquer. Il correspond au plan de la Voie Lactée, là où se trouve du gaz en abondance, qui absorbe la lumière des étoiles et en limite la perception.
A cette époque déjà, l’idée que nous puissions être au centre de l’Univers était abandonnée, et même suspecte. Par conséquent, il devait y avoir une erreur dans la méthode. Cette erreur a été détectée, et elle s’explique aisément.
En examinant attentivement le ciel, on peut remarquer que la Voie Lactée est plus riche dans la direction du Sagittaire que dans la direction opposée. Bien que sa densité soit très irrégulière, elle diminue progressivement en moyenne lorsqu’on s’éloigne de cette direction vers son opposé. On peut donc envisager l’existence d’une disymétrie dans le système d’étoiles, et peut-être même envisager que le Soleil ne soit pas au centre, si cette disymétrie n’est pas qu’apparente. Mais ceci est trop difficile à interpréter pour donner des certitudes.
Après les travaux de Herschell, Shapley a utilisé une technique assez différente pour étudier la Galaxie. Il a fait porter son analyse statistique sur des objets particuliers, les amas globulaires, qu’il a étudiés en détail entre 1915 et 1920.
| Première indication : | les amas globulaires ont été découverts dans leur grande majorité par William Herschell à la fin du XVIIIe siècle, et leur nombre n’a que très peu progressé avec la mise en service de télescopes de plus en plus puissants. Un télescope de plus grand diamètre permet de voir des objets moins lumineux, donc plus lointains (s’il s’agit d’objets de même luminosité intrinsèque). Si on n’en voit pas de nouveaux, c’est qu’il n’en existe pas de plus lointains. Donc tous les amas globulaires sont situés dans une région limitée autour du Soleil. Ils sont liés à la Galaxie, et ne s’étendent pas partout dans l’espace. |
| Deuxième indication : | les amas globulaires contiennent de nombreuses géantes rouges très lumineuses, mais qui n’apparaissent que de 10e magnitude au mieux. Ceci s’explique par des distances de plusieurs milliers d’années-lumière. |
| Troisième indication : | la répartition des amas n’est pas uniforme. Un tiers d’entre eux sont situés en direction du Sagittaire, et les autres se regroupent de part et d’autre de la Voie Lactée. Bien entendu, on n’en trouve pas dans le plan même de la Voie Lactée, car s’il y en a, les poussières les cachent à nos yeux puisqu’ils sont très loin. |
La direction des amas étant connue par l’observation directe, il reste à déterminer leur distance précise pour connaître leur position dans l’espace. C’est ce qu’a fait Shapley. Tout d’abord, il a remarqué que certains amas globulaires contiennent des variables à courte période de type RR Lyræ. On sait que ces étoiles obéissent à une relation période-luminosité. Donc la mesure de leur période donne immédiatement leur magnitude absolue, qu’on compare à leur magnitude apparente pour déterminer une bonne estimation de la distance. Mais cette méthode ne s’applique qu’aux amas contenant de telles étoiles visibles. Pour déterminer la distance des autres, Shapley a utilisé des propriétés plus globales. Dans les amas de distance connue, il a déterminé la magnitude absolue des 25 étoiles les plus brillantes. 25 est un nombre assez grand pour que cet échantillon soit comparable d’un amas à l’autre. Puisqu’on connait la distance de ces amas, la magnitude apparente des 25 étoiles les plus brillantes permet de calculer leur magnitude absolue. Shapley a trouvé qu’elle était de l’ordre de -1 à -1,5. En supposant que tous les amas aient des propriétés semblables, il suffit maintenant de mesurer la magnitude apparente des 25 étoiles les plus brillantes d’un amas particulier, de leur attribuer la magnitude absolue -1, et d’en déduire la distance.
Maintenant, les positions des amas globulaires sont connues par rapport au Soleil. Shapley s’apperçut alors que ces amas s’organisaient en une sphère autour d’un centre qui n’était pas le Soleil, mais qui se trouvait en direction du Sagittaire. Il en conclut que la Galaxie était contituée d’un système plat d’étoiles, entouré d’un halo sphérique d’amas globulaires, et que le centre commun était dans la constellation du Sagittaire. Les amas globulaires constituant une sphère, il est logique de penser que le système plat des étoiles serait un disque.
Cette vision a été confirmée par la suite.
La Galaxie est entourée d’un halo, contenant les amas globulaires auxquels on doit ajouter des étoiles libres et de la matière interstellaire. Les étoiles y sont vieilles, atteignant peut-être 13 milliards d’années. Ce sont donc les premières étoiles formées dans la Galaxie. Leur métallicité est particulièrement faible, ce qui correspond à leur âge.
Les orbites de ces étoiles sont quelconques : non seulement elles sont parfois très excentriques, mais elles ne sont pas situées dans le plan général de la Voie Lactée. L’ensemble présente une symétrie sphérique, et s’étend à plus de 160.000 A.L., donc beaucoup plus loin que le disque (qui ne fait que 100.000 A.L. de diamètre).
La densité de la matière interstellaire dans le halo est très faible. Mais l’observation en raie à 21 cm a montré la présence de grands nuages d’hydrogène neutre, qui sont en chute vers le centre de la Galaxie. Un examen infrarouge de l’un de ces nuages y a détecté la présence d’un amas d’étoiles jeunes. Ce nuage est situé à 1.400 A.L. de la Terre, et à 300 A.L. au-dessus du plan galactique.
L’absorption interstellaire interdit de pousser plus loin l’analyse des étoiles dans le plan de la Galaxie. Il a donc fallu se tourner vers d’autres objets, les plus brillants possibles pour qu’ils soient visibles de loin. C’est la première approche qui a été utilisée après la phase historique de découverte. Elle consiste à cartographier les régions HII (hydrogène ionisé), qui brillent spécialement dans la raie Hα. Ce travail a été fait en 1958 par Jan Oort, qui a proposé la carte suivante (ici simplifiée) :
Cette carte montre bien des condensations des régions HII émettrices sous la forme de structures en arcs de cercle. La zone blanche en bas du dessin est inaccessible aux observations.
Les spires ainsi mises en évidence sont confirmées optiquement dans le voisinnage du Soleil. De plus, on constate que les étoiles jeunes et brillantes sont situées à l’intérieur des spires. Cette situation se retrouvera dans les autres galaxies, et s’expliquera en même temps que la présence des bras spiraux.
Si nous n’étudiions que la Voie Lactée, il nous serait impossible -au moins pour l’instant- de préciser davantage la structure. Mais nous verrons dans le chapitre suivant que l’ensemble des observations, en Hα et à 21 cm, permettent de ranger notre Galaxie dans les spirales de type Sb, peut-être même SBb.
On a individualisé 4 bras principaux, dont les noms apparaissent sur le schéma. Le Soleil se situe actuellement entre les bras du Sagittaire et de Persée. La Voie Lactée s’étend en fait plus loin, mais les parties externes sont moins bien connues. En plus grand détail, on voit aussi les bras de Carinæ (la Carène), et de Centaurus (le Centaure).
On peut cartographier de la même manière les régions HI, sombres optiquement. Certaines d’entre elles apparaissent comme des nuages sombres sur le fond des étoiles de la Voie Lactée. Elles sont forcément dans le disque d’étoiles, qui les rend visibles. Mais si de telles régions existent en dehors du disque, seule leur émission HI peut nous permettre de les détecter. Et on constate alors que ces régions sont aussi très concentrées dans le plan de la Galaxie. Mais un phénomène a été décelé : le disque d’hydrogène neutre est gauchi, comme un disque un peu relévé d’un côté et abaissé de l’autre. Ce gauchissement est produit par les perturbations qu’imposent les deux Nuages de Magellan.
Ces deux types d’observations montrent que le gaz et les poussières sont dans le plan du disque, plus fortement concentrés que les étoiles. Au point où nous en sommes, la Galaxie ressemble au dessin suivant :
La forme spirale de notre Galaxie a été déterminée par Yvon et Yvonne Georgelin de l’Observatoire de Marseille.
Les étoiles jeunes (âge inférieur à 100 millions d’années) sont très condensées dans le disque, dont elles ne s’éloignent pas à plus de 200 A.L. Elles sont très chaudes, affichant des types spectraux O ou B. Ce sont donc des étoiles massives et brillantes. On les trouve partout dans les bras spiraux, sans condensation particulière au centre de la Voie Lactée. Leur métallicité est supérieure à celle du Soleil (donc plus de 2 %), ce qui est normal étant donné leur jeune âge. Ce sont des étoiles de population I. Cette partie du disque contient aussi l’essentiel des régions H I. Il y a donc le gaz nécessaire à la formation d’étoiles.
Jusqu’à 1.000 A.L. de part et d’autre du plan du disque, on trouve des étoiles moins chaudes, plus vieilles, de types spectraux compris entre A et M. On y trouve également des restes de l’évolution des étoiles : nébuleuses planétaires, novæ, naines blanches, et des variables. Leur métallicité est comprise entre 1/3 et 1 par rapport à celle du Soleil. Elles sont en grand nombre vers le centre de la Galaxie. Leur âge est compris entre 5 et 10 milliards d’années.
Le bulbe contient de vieilles étoiles, de 10 à 13 milliards d’années, car il s’est formé en même temps que les amas globulaires. Sa forme presque sphérique le rappelle : le disque ne s’était pas encore aplati. Son rayon est de 2.600 A.L. à peu près. Les étoiles étant vieilles, il s’ensuit deux conséquences :
Dans le bulbe, la densité des étoiles est très variable. Elle est faible dans sa partie externe, de l’ordre de 0,1 étoile par année-lumière cube. La faible densité d’étoiles va de pair avec une absence quasi totale de gaz interstellaire. N’oublions pas que cette partie est traversée par les amas globulaires au cours de leur révolution dans la Galaxie. Si la densité y était plus élevée, ce transit ne se ferait pas si facilement. Par contre, la densité est très élevée près du centre galactique. Nous en verrons le détail plus loin.
Les étoiles se répartissent différemment selon leur âge : les jeunes près du plan du disque, les plus vieilles dans le bulbe et les amas globulaires, les autres dans toute l’épaisseur du disque.
| zone | épaisseur | population | types spectraux | âge | métallicité |
|---|---|---|---|---|---|
| disque interne | 200 A.L. | I | O B | < 100 millions d’années | entre 0,3 et 1 |
| disque externe | 1.000 A.L. | II | A à M | entre 5 et 10 milliards d’années | > 2 |
| bulbe | 2.600 A.L. | 10 à 13 milliards d’années | < 0,2 | ||
| halo, amas globulaires | naines et sous-naines | 10 à 13 milliards d’années | < 0,2 |
En regardant la Voie Lactée, on s’aperçoit très simplement qu’elle marque un grand cercle du ciel. Par conséquent, nous devons nous trouver non loin de son plan de symétrie. Tel est bien le cas, nous en sommes éloigné d’une trentaine d’années-lumière.
Une autre observation, pas très facile à faire dans nos régions relativement boréales, nous montre que la région du Sagittaire est plus belle que les autres. C’est bien dans cette direction que se trouve le centre de la Galaxie, mais cette apparence ne suffit pas à le prouver : la différence est trop ténue. Les études fines ont montré que le Soleil se trouve à quelques 28.000 A.L. du centre.
En l’absence d’absorption par les poussières interstellaires, le centre galactique nous apparaîtrait extrêmement brillant, ce devrait être un spectacle magnifique. Mais les gaz et poussières ne nous laissent que deviner sa magnificience : 1 photon sur mille milliards leur échappe et parvient jusqu’a nous. Sa position a été déterminée par une méthode optique indirecte, grâce aux amas globulaires, les télescopes optiques ne permettant pas de la préciser. Mais d’autres longueurs d’onde traversent ce milieu : les ondes radio, qui parviennent jusqu’au sol, et les infrarouges, X durs et gamma, qui doivent être observés depuis l’espace.
Le centre de notre galaxie est très complexe. On note un pic étroit de densité d’étoiles au centre. Par contre, le disque de gaz montre un trou central de 3 kpc de rayon. Le bulbe de la Galaxie est barré. L’attraction non symétrique de la barre capture le gaz et le fait migrer vers le centre ; c’est ce mécanisme qui aurait formé ce trou.
Mais plus près du centre, on trouve du gaz dense. Il est sous forme d’hydrogène neutre à partir de 1,5 kpc puis moléculaire et concentré à l’intérieur d’une sphère de 300 pc de diamètre. La masse totale de ce nuage moléculaire est de 108 M.
Ensuite, on a observé ces régions dans le domaine radio, accessible depuis le sol, et la structure trouvée s’est montrée fort complexe. Les radiotélescopes utilisés ont eu un pouvoir séparateur croissant avec le temps, donnant des détails de plus en plus fins. Les premières observations ont montré l’existence d’une radiosource très intense située à proximité du centre optique, mais pas confondue avec lui. Etant la première radiosource découverte dans le Sagittaire, elle est nommée Sagittarius A. Son allure générale est celle d’un bulbe en explosion.
Centre de la Galaxie, à grande échelle, avec la radiosource Sagittarius A (carré central)
image VLA à 90 cm de longueur d’onde
Plus tard, avec une meilleure définition, on a découvert que cette source est formée de trois parties :
Sagittarius A Ouest est nommée Mini Spirale, à cause de sa forme. C’est un nuage d’hydrogène moléculaire ionisé par les étoiles proches. Sa forme rappelle celle d’une galaxie spirale, avec plusieurs bras. Il tourne autour du centre de la Galaxie (Sgr A*), et peut lui fournir de la matière. Sgr A* se trouve près du centre.
Image radio VLA de Sgr A Ouest, avec la Mini Spirale
Y. Farhad-Zadeh & M. Morris
Les couleurs indiquent l’intensité croissante, du bleu foncé, le moins intense, au bleu clair, puis au vert et enfin au rouge. Cette image a été obtenue au VLA (Very Large Array) à 6 cm de longueur d’onde.
Sagittarius A Est est un reste de supernova qui a explosé il y quelques dizaines de milliers d’années. L’importance de ce reste a fait évoquer des explosions quelque peu exotiques, comme la capture d’une étoile par un trou noir.
Sagittarius A Est à 20 cm de longueur d’onde, image VLA
image visualized by Raymond Plante, NCSA/Univ. of Illinois
Cette image en fausses couleurs montre le reste de supernova. Le point rouge correspond à la radiosource Sagittarius A*. De la matière du nuage pourrait bien tomber sur ce point.
Sagittarius A* a été nommée lorsque les possibilités instrumentales ont permi de la localiser : il s’agit d’une toute petite région à l’intersection des bras de la Mini Spirale. C’est une source radio très compacte et très intense.
Dans le centre de la Galaxie, à l’aide de télescopes équipés de caméras pour le proche infrarouge, on voit de très nombreuses étoiles. De plus, ces étoiles sont animées de mouvements très rapides, comme on peut le voir en prenant des photos au rythme d’une par an par exemple. Leur vitesse atteint les 1.500 km/s. De plus, les étoiles les plus rapides sont les plus proches du centre, et elles tournent autour de la radiosource Sagittarius A*.
La connaissance des vitesses de ces étoiles toutes proches de Sgr A* permet, par l’application des lois de Kepler, de calculer la masse centrale qui les attire. La loi de rotation devrait montrer qu’en approchant du centre, la masse diminue, puisque les étoiles plus proches du centre font seules sentir leur influence gravitationnelle. Or ce n’est pas le cas : la masse semble toujours la même, indiquant que les masses des étoiles sont négligeables devant la masse centrale qui demeure invisible. Invisible, et très concentrée : des mesures en haute fréquence, faites par le VLA à 215 GHz, ont montré qu’elle ne dépassait pas (au moins à cette fréquence) une centaine de millions de kilomètres… Les dimensions de l’orbite de Vénus, donc le volume du système solaire interne.
La masse de l’objet central, déterminée par le mouvement des étoiles proches, est estimée actuellement à 2,6 millions de masses solaires. Une telle masse dans un si petit volume doit être sous la forme d’un trou noir.
Un autre argument permet d’associer précisément le centre de masse à la radiosource. Des mesures radio très précises faites au VLBI (Very Long Baseline Interferometer) ont mis en évidence le mouvement apparent de Sgr A*. Celui-ci est détecté sur des périodes aussi courtes que quelques semaines. En fait, ce mouvement n’est qu’apparent, et il est le reflet du mouvement de notre système solaire autour du centre de la Galaxie. Mais les étoiles qui l’entourent présentent, elles, des vitesses aléatoires de plusieurs centaines de km/s autour de ce centre. Puisque la radiosource n’est pas gravitationnellement perturbée par toutes ces étoiles, c’est que sa masse l’en protège. C’est donc bien en elle que siège le trou noir.
Les observations en radio par le VLBI devraient donner une excellente résolution du centre galactique, et indiquer quelles sont les dimensions de la radiosource Sgr A*. Malheureusement, dans cette direction on trouve beaucoup de gaz ionisé, dont l’action électromagnétique perturbe les ondes, et produit un flou dans les images. Cette perturbation est d’autant moins forte que la longueur d’onde est plus courte. Il s’ensuivit donc une course à la fréquence, dans l’espoir de déterminer le volume occupé par la radiosource. Les observations ont été faites à 5 GHz, puis à 43 GHz, et enfin à 215 GHz. Ces dernières ont donné la meilleure résolution, et ont permi de limiter la taille de la source à une centaine de millions de km.
En même temps, depuis 1992, une équipe allemande a pris des photos en infrarouge proche de la zone entourant Sgr A*. Les étoiles qui y sont visibles sont animées de très grandes vitesses, nous l’avons déjà vu. Par conséquent, leur mouvement propre est perceptible sur une courte période. L’une de ces étoiles, nommée très prosaïquement S2, a accompli depuis les trois quarts de son orbite autour du centre attractif. On a donc déterminé son orbite (demi grand-axe et période), et par suite la masse centrale.
Cette dernière est évaluée à 2,6 millions de masses solaires. Un film d’animation a été produit à partir des mesures ; on y voit parfaitement l’étoiles S2 parcourir son orbite :
video
réalisée par le Max Planck Institut
Une étude encore plus récente a consisté à analyser la Minispirale à l’aide du spectro-imageur infrarouge BEAR au CFHT (Canada France Hawaï Telescope). Un spectro-imageur est un instrument permettant d’une part d’obtenir une image à chaque longueur d’onde, et d’autre part d’obtenir un spectre de chaque point. Dans le cas de la Minispirale, les spectres ainsi obtenus ont permi de dresser une carte des vitesses du gaz. En de nombreux points de l’image, on trouve plusieurs raies spectrales identiques, décalées par effet Doppler. C’est donc qu’il y a plusieurs nuages sur la même ligne de visée, animés de vitesses différentes.
Schéma représentant la Minispirale en infrarouge
Cette image est en fausses couleurs : le rouge indique un éloignement de 350 km/s, et le bleu un rapprochement. Les couleurs sombres indiquent une faible vitesse, et les claires une grande vitesse.
Le télescope Yepun (l’un des trois -4- mousquetaires du VLT) équipé d’une caméra infrarouge, a photographié le centre de la Voie Lactée, plus précisément la zone où se trouve Sgr A* :
Sgr A * est marquée d’une croix. L’étoile sous la croix est S2.
Le centre de la Galaxie est rempli par des électrons relativistes, baignés dans un fort champ magnétique. Dans ces conditions, les électrons rayonnent fortement en ondes radio.
Qu’y a-t-il au centre même ? Aucun instrument actuel ne permet d’avoir une image assez fine pour le dire. Mais certaines considérations permettent de le définir assez précisément. Le satellite européen XMM-Newton, qui observe dans les rayons X comme son nom l’indique, a observé un éclair d’une durée de 1.000 secondes. La brièveté de cet éclair indique que la source est plus petite que 1.000 secondes-lumière, c’est à dire 300 millions de kilomètres. Une masse de 2,6 millions de masses solaires dans un si petit volume ne peut s’expliquer que par un objet extrêmement dense.
Les possibilités sont peu nombreuses :
La très faible activité du centre galactique nous montre qu’à l’heure actuelle le trou noir est à la diète !
Le problème de la rotation galactique est très complexe, il est facile de s’en convaincre.
Considérons d’abord que la Galaxie est constituée de quelque 150 milliards d’étoiles, chacune ayant sa masse et influençant gravitationnellement toutes les autres. Heureusement, il existe une rotation d’ensemble, qui met un peu d’ordre dans une possible cacophonie. Mais chaque étoile possède son mouvement particulier, et ce mouvement ne peut être aussi simple que celui d’une planète autour du Soleil.
D’autre part, nous sommes à l’intérieur de la Galaxie, et notre Soleil lui-même a son mouvement perturbé par ses voisines. Pour étudier le mouvement d’une étoile quelconque, il faut se placer dans un système de coordonnées qui ne dépende pas de ce mouvement du Soleil. Or la vitesse mesurée d’une étoile sera faussée par la vitesse du Soleil. Il faut donc bien connaître cette dernière, et la retrancher de toute mesure.
Cette remarque a amené les astronomes à définir un repère local, qui ferait abstraction du mouvement du Soleil, et qui serait entraîné par la rotation d’ensemble. On a nommé LSR ce repère ; ce joli sigle signifie Local Standard of Rest, c’est-à-dire standard local de repos. C’est un repère qui tourne autour du centre galactique à une vitesse et une distance qui sont les moyennes des vitesses et distances des étoiles proches. Dans ce repère, les étoiles voisines du Soleil sont donc statistiquement au repos (donc elles tournent autour du centre galactique à la vitesse moyenne de l’ensemble).
L’étude des vitesses est assez difficile mathématiquement, aussi nous verrons, ici, seulement les résultats. Ils posent un problème actuellement non résolu sur la constitution de notre Galaxie, et il se posera aussi pour les autres galaxies.
La Galaxie tourne dans son ensemble, mais pas à la manière d’un solide. Dans un solide, un disque de musique par exemple, le centre et le bord sont liés par des forces électriques entre les atomes, et leus positions relatives restent les mêmes au cours de la rotation. Si on trace un diamètre sur le disque, il ne se déformera pas en tournant, c’est bien évident. Mais si les atomes qui constituent un objet sont beaucoup moins liés, ils n’auront aucune raison de tourner de cette manière. Chacun effectuera son propre mouvement, et le mouvement d’ensemble sera une conséquence des interactions entre eux : lorsque deux atomes se heurtent, il y a transfert d’énergie de l’un à l’autre, et régularisation des orbites. Si on considère le Système Solaire comme un objet, on voit bien qu’il ne tourne pas comme un solide : Mercure va beaucoup plus vite que Pluton, en effectuant un tour complet en 88 jours contre 250 ans ! Les interactions entre Mercure et Pluton sont négligeables, et donc chaque planète effectue tout simplement son orbite képlérienne autour du Soleil. Pour Pluton, à une vitesse plus faible s’ajoute une orbite beaucoup plus grande à parcourir.
Dans la Galaxie, la densité d’étoiles est en général faible, et leurs interactions gravitationnelles négligeables. Par conséquent, en première approximation, chacune effectue autour du centre galactique sa propre révolution kléplérienne. Mais il n’en va pas de même au centre, où les étoiles sont beaucoup plus serrées. Les perturbations qu’elles s’imposent les unes aux autres impliquent une certaine rigidité du bulbe, et celui-ci tourne à la manière d’un solide : les parties centrales et extérieures du bulbe tournent autour du centre à la même vitesse. Il y a un autre argument qui joue dans ce sens, c’est que les distances des étoiles au centre de rotation sont relativement semblables, elles ne diffèrent que par le rayon du bulbe. Les périodes de révolution devraient être dans le même faible rapport.
On peut résumer ceci :
Connaissant la vitesse de rotation du Soleil autour du centre galactique, il est facile d’en déduire la masse attirante. Au niveau du Soleil, la vitesse orbitale est de 220 km/s.
La courbe verte montre la vitesse qu’aurait une étoile dans la Galaxie si seul le bulbe existait. A l’intérieur du bulbe, la vitesse augmente, car la masse des étoiles qui attirent augmente aussi (en s’éloignant du centre, de plus en plus d’étoiles se trouvent en dessous). Mais dès qu’on sort du bulbe, la masse attirante n’augmente plus, et l’effet de la distance croissante entraîne une décroissance forte de la vitesse.
La courbe bleue montre ce que seraient les vitesses si le bulbe n’existait pas, et si seul le disque attirait les étoiles. C’est la contribution gravitationnelle du disque.
La courbe noire tout en haut est la véritable courbe de rotation de la Galaxie. Elle montre les vitesses observées des étoiles, en fonction de leur distance au centre. Elle est donc la somme des diverses composantes, et devrait se déduire des deux courbes précédentes. On constate que ce n’est pas le cas : les deux courbes -verte et bleue- décroissent avec la distance, alors que la courbe noire reste stable. Pour expliquer cette différence, il faut envisager une contribution gravitationnelle nouvelle, produite par une composante invisible de la Galaxie.
Cette nouvelle composante est la couronne, extension du halo galactique.
Cette enveloppe massive de la Galaxie est très mal connue, on ignore de quoi elle est faite. Les moyens d’observation classiques (optique, radio, IR) ne permettent pas de détecter ses composants. Il faut faire preuve d’imagination !
C’est un milieu très dilué, très étendu, de forme sphérique, enveloppant le disque.
Elle contient du gaz, qui atteint la température d’un million de degrés. Il s’agit donc d’un milieu assez semblable à la couronne solaire, d’où son nom.
On a envisagé, hypothèse la plus sage, que ce gaz était de la matière intergalactique capturée par la gravitation de la Voie Lactée. Mais on a pensé aussi à des possibilités plus exotiques, comprenant soit des objets condensés : naines brunes, grosses planètes formées loin de toute étoile, machos (Massive Astrophysical Compact Halo Objets), ou des particules élémentaires comme les wimps (Weakly Interactive Massive Particles).
Pour l’instant, on sait donc que cette couronne existe, mais on ignore sa composition. A suivre…
L’apex est le point du ciel vers lequel le Soleil se dirige, par son mouvement propre. On détecte ce mouvement en observant les mouvements des étoiles proches du Soleil. Toutes les étoiles voisines du Soleil, Soleil compris, se déplacent à la même vitesse d’ensemble par rapport à la Galaxie. Mais chacune a son mouvement propre. Il s’agit donc de déterminer une vitesse moyenne, et de calculer la vitesse du Soleil débarassée de cette vitesse d’ensemble.
Le résultat est que les étoiles vers lesquelles le Soleil se dirige semblent se rapprocher de nous, alors que les étoiles situées à l’opposé semblent s’éloigner. Cette analyse a montré que l’apex se trouve dans la constellation d’Hercule. Ses coordonnées équatoriales sont α = 18 h 00 mn δ = +30°, et ses coordonnées galactiques l = 56°, b = +23°. La vitesse propre du Soleil est de 19,7 km/s.
Pour l’étude de la Voie Lactée, les coordonnées équatoriales ne sont pas adaptées, puisqu’elles dépendent de la position de la Terre. Le plan naturel est celui du disque galactique. Il a été facilement déterminé.
Il a été plus difficile de préciser la direction du centre galactique. Ce fut fait avec une précision suffisante en 1959, et le système de coordonnées galactique a été adopté par l’UAI. Le centre galactique correspond aux coordonnées équatoriales 2000 α = 17 h 45,7 mn, δ = -29° 0’ (c’est la direction du Sagittaire).
Les coordonnées galactiques sont la longitude et la latitude galactique. Le centre de ce système est placé sur le Soleil. La longitude 0 est la direction de centre galactique vu du Soleil. La longitude croît dans le sens inverse des aiguilles d’une montre (dans le sens trigonométrique). La latitude galactique est positive du côté nord de la sphère céleste.
Notre Galaxie a du se former de la même manière que toutes les autres, par effondrement d’un immense nuage de gaz et de poussières. La contraction doit se faire en 200 millions d’années. Elle entraîne une compression, et par suite la formation des étoiles.
La Galaxie est une spirale de type Sb, contenant quelques 150 milliards d’étoiles. Elle est de type trailing (elle tourne en enroulant les bras).
Le centre galactique se trouve dans le Sagittaire, l’anticentre dans le Taureau.
La Voie lactée est un disque aplati d’étoiles, de 100.000 A.L. de diamètre, et de 6.000 A.L. d’épaisseur, entouré d’un halo sphérique d’étoiles de plus de 100.000 A.L.. Au centre se trouve le bulbe, où la densité d’étoiles est plus grande, et qui mesure 9.000 A.L. de rayon à peu près.
Le Soleil se trouve presque dans le plan de symétrie de la Voie Lactée, à 26.000 A.L. du centre. Sa vitesse de rotation autour du centre galactique est de 220 km/s. Il met environ 200 millions d’années pour faire un tour complet.
La masse est supérieure à 150 milliards de M.
La Galaxie est constituée de 90 % d’étoiles en masse et de 10 % de gaz.
La densité au centre est de 0,1 M / AL3. Près du Soleil, elle n’est plus que de 0,003 M / AL3.
Son disque contient aussi une grande quantité de nuages de gaz et de poussières, qui apparaissent en sombre ou brillent soit par réflexion soit par fluorescence. La température de ces nuages va de 10 K pour les nuages moléculaires, à 100 K pour les nuages d’hydrogène neutre (régions HI) et 10.000 K pour les nauges d’hydrogène ionisé (régions HII).
La densité du milieu interstellaire, en dehors des nuages, est de 1 atome par cm3.
Le disque est entouré d’un halo contenant les amas globulaires (147), dont la masse est évaluée jusqu’à 1.000 milliards de masses solaires !
La vitesse de rotation ne diminue pas vers l’extérieur, comme le voudrait la loi de Newton, indiquant que la masse réelle est bien supérieure à la masse observée (étoiles + gaz).
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