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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Troisième partie. Les galaxies et les grandes structures de l’Univers

13. À la découverte de la Galaxie

Jean Kovalevsky

Texte intégral

Introduction

1La Galaxie, ou Voie lactée, est une grande structure comprenant entre cent cinquante et deux cents milliards d’étoiles, des grandes quantités de poussières, de gaz (principalement de l’hydrogène et de l’hélium) et aussi de cette forme, toujours mystérieuse de matière, non atomique (non baryonique), appelée matière noire. Tout cela est inclus dans une sphère de 100 000 années-lumière de diamètre environ, avec des limites très floues, puisqu’on trouve encore des étoiles et des amas globulaires au-delà. C’est ainsi que certains auteurs évoquent une couronne s’étendant bien plus loin et incluant quelques petites galaxies satellites de la nôtre.

2À l’intérieur de cette bulle, l’essentiel de la matière baryonique est concentré autour d’un plan passant par le centre de la Galaxie et appelé plan galactique. Vue par la tranche depuis le Soleil, qui est situé très près de ce plan, c’est la Voie lactée qui traverse tout le ciel. Cette superbe ceinture étoilée a des contours irréguliers qui témoignent d’une structure complexe.

3Si, par la pensée, on s’éloignait sur l’axe perpendiculaire au plan galactique, on découvrirait une structure spiralée dont la figure 1 donne une vision schématique. Ce qui saute aux yeux, ce sont deux enroulements qui sont les deux bras spiraux principaux, ceux du Centaure et de Persée. D’autres bras plus discrets se trouvent entre ceux-ci. Le Soleil est dans l’un d’entre eux, celui d’Orion à 25 000 années-lumière du centre. Autour de celui-ci, la région brillante, très riche en étoiles, est le bulbe qui se prolonge jusqu’à 10 000 années-lumière par une structure plus étroite, la barre au bout de laquelle les deux bras spiraux prennent naissance. La Galaxie tourne de façon différentielle, les extrémités des bras traînant.

4Si maintenant, on s’éloignait dans le plan galactique pour la voir de profil, on constaterait que le bulbe est renflé, presque sphérique, la barre étant plus mince. Ils sont entourés d’un disque encore plus plat et dans lequel on trouve, en plus des étoiles de toutes luminosités, des nébulosités obscures ou brillantes formées de gaz et de poussières et de la matière interstellaire.

5Voyons maintenant comment on est arrivé à cette description et, d’abord, quels sont les moyens dont les astronomes disposent pour y parvenir.

L’astrométrie

6La première question que l’on peut se poser à la suite de la description précédente est : comment mesure-t-on les mouvements et les distances des étoiles ? L’astrométrie est la branche de l’astronomie qui a pour objectif de déterminer les coordonnées sphériques des objets célestes et leurs variations avec le temps. Le système de coordonnées est analogue au système des longitudes et latitudes sur Terre, mais en prenant pour base l’équateur céleste et, avec pour origine le point vernal, son intersection avec le plan de l’écliptique. Notons que cet objectif a été quasiment l’unique but des astronomes, depuis Ptolémée et Hipparque jusqu’au milieu du XIXe siècle, lorsque la spectroscopie a ouvert la voie à l’astrophysique.

7L’instrument fondamental était l’instrument méridien qui permettait de noter l’instant de passage d’une étoile au méridien du lieu et de mesurer simultanément, la distance angulaire avec la direction du pôle, sa déclinaison δ. Puis, connaissant l’angle de rotation de la Terre par rapport au méridien du point vernal, on déduit la coordonnée le long de l’équateur, l’ascension droite, α. La précision des mesures était de l’ordre de 0.15”. La difficulté majeure est de s’assurer que les coordonnées ainsi obtenues sont dans un système de référence fixe dans l’espace. Pendant des siècles, on s’est ingénié à se rapporter à un point vernal défini à partir des observations des positions du Soleil et d’autres corps du Système solaire et en modélisant leurs mouvements par la mécanique céleste. Maintenant, une nouvelle technique d’astrométrie en ondes radio a fait son apparition : la radio-interférométrie à longue base désignée par son sigle anglais, VLBI (Very Long Baseline Interferometry). Elle permet de mesurer la position des quasars avec une précision de l’ordre de quelques millièmes de secondes de degré (mas : milli arc second). Or, on peut considérer avec une exactitude surabondante que l’ensemble des quasars, qui sont des objets extragalactiques lointains, est fixe. C’est par les coordonnées de ces objets qu’est défini, depuis 2001, le repère céleste international de référence (ICRF : International Celestial Reference Frame). Si donc, on rapporte à ce système de référence les observations de la position d’une étoile au cours du temps, α(t) et δ(t), on déduit leurs variations annuelles, appelées mouvements propres et désignées par les composantes µα et µδ.

8Pour déterminer la distance d’une étoile, on mesure sa parallaxe. Au cours du mouvement de la Terre autour du Soleil, la direction de l’étoile varie par effet parallactique et décrit une ellipse, projection de l’orbite terrestre sur le ciel à la distance de l’étoile. Le demi-grand axe de cette ellipse, exprimé en radians, est

9a est l’unité astronomique de distance (distance moyenne Soleil-Terre) et r est la distance de l’étoile avec la même unité. En pratique, on choisit pour unité de distance, la distance pour laquelle la parallaxe vaut 1”. Cette distance est de 3,262 années-lumière et s’appelle parsec, unité beaucoup plus fréquemment utilisée en astronomie stellaire. Avec cette unité, la distance est 1/ϖ, où ϖ est exprimé en secondes.

Fig. 1 – Vue schématique de la Galaxie avec indication des principales régions. (Vue d’artiste, NASA)

10La technique couramment utilisée consiste à photographier le même champ d’étoiles à des époques différentes et de mesurer le déplacement de l’étoile étudiée par rapport à des étoiles faibles, supposées être très lointaines. En fait, ce n’est pas le cas, et l’on obtient ainsi une parallaxe relative qu’il faudrait corriger de la parallaxe moyenne des étoiles de référence. On obtient incidemment aussi son mouvement propre.

Hipparcos

11Depuis la fin du siècle dernier, toutes ces méthodes sont devenues obsolètes. En 1989, l’Agence spatiale européenne (ESA) lançait le satellite astrométrique Hipparcos conçu pour mesurer les positions, les mouvements propres et les parallaxes de plus de 100 000 étoiles. Donnons en une description schématique.

12L’idée principale, due à l’astronome français Pierre Lacroute (1906-1993), est de mesurer les positions des étoiles simultanément dans deux champs séparés par un angle fixe, dit angle de base. En variant au cours du temps la direction où se trouve le deuxième champ, on rattache la position variable d’une étoile à un grand nombre d’étoiles différentes. Le résultat est un réseau très dense de distances angulaires qu’il faut analyser pour obtenir les paramètres astrométriques de chaque étoile observée.

Fig. 2 – Principe d’Hipparcos

13Le principe de l’instrument est donné dans la figure 2. Les champs contenant les étoiles E 1 et E 2, séparés par l’angle de base γ = 58°, sont renvoyés par le miroir complexe sur un télescope qui focalise les images E’1 et E’2 sur le plan focal. Celui-ci est muni d’une grille constituée de fentes parallèles séparées par l’équivalent de 1,2” sur le ciel. Le satellite tourne autour d’un axe perpendiculaire à la figure et les images se déplacent dans la grille qui module la lumière. Cette modulation est recueillie par un photomultiplicateur qui peut être successivement centré sur plusieurs images d’étoiles. L’analyse de ces modulations permet de définir la position sur la grille à un instant donné. En parallèle, les étoiles passent sur une grille formant un triangle, le détecteur d’étoiles. L’enregistrement de leur temps de passage permet de déterminer l’orientation du satellite. Une réduction de toutes ces données sur 6 à 8 heures permet de déterminer les abscisses de près de 2 000 étoiles en projection sur un grand cercle céleste.

14L’axe de rotation du satellite se déplace lentement, si bien que le télescope balaye tout le ciel. En trois ans d’observations, chacune des 118 000 étoiles du programme a été observée au moins une quarantaine de fois en projection sur autant de grands cercles différents, ce qui est amplement suffisant pour déterminer ses cinq paramètres astrométriques : les deux coordonnées à une époque donnée, les deux composantes du mouvement propre et la parallaxe. Le tout est donné dans le repère ICRF. La précision moyenne obtenue pour ces paramètres est de l’ordre de 0,8mas (0,0008”). C’est sur les bases des résultats d’Hipparcos, que sont fondés nombre de résultats que nous donnons dans ce chapitre.

15Incidemment, l’examen de la courbe de modulation fournit d’autres renseignements concernant l’étoile. Le décompte du nombre de photoélectrons pour une période de cette courbe est proportionnel à l’éclat de l’étoile, on en déduit la magnitude apparente dans le domaine spectral de l’instrument. Si cet éclat varie avec le temps, c’est qu’il s’agit d’une étoile variable. Pour 2 700, dont 970 nouvelles, la période et le type de périodicité ont pu être déterminés, dont des Céphéides dont il sera question plus loin. On a pu aussi, par l’examen de la forme de la courbe de modulation, qui est symétrique pour une étoile simple, détecter près de 12 000 (dont 3 000 nouvelles) étoiles doubles ou multiples et on a pu en déduire des données concernant les composantes.

16Notons enfin que le détecteur d’étoiles enregistre le passage de toutes les étoiles. L’analyse de ces enregistrements par une méthode analogue à celle qui a été décrite ci-dessus a permis d’obtenir les positions de plus de deux millions d’étoiles avec des précisions de 7 mas pour les plus brillantes et jusqu’à 23 mas pour les plus faibles ainsi que la photométrie en deux couleurs (programme TYCHO).

Extension de l’échelle des distances

17La mesure des distances par astrométrie ne permet d’avoir des valeurs significatives que dans un volume restreint autour du Soleil. Ainsi quand Hipparcos détermine une parallaxe de 4mas avec une erreur de 0,8 mas, l’erreur qui est commise sur la distance théorique de 250 parsecs (800 années-lumière) est telle qu’en réalité la distance a 65 % de chances de se trouver entre 650 et 1 000 années-lumière et 35 % en dehors de cet intervalle. Les distances ne sont donc convenablement déterminées que dans un tout petit volume. Une erreur inférieure à 2 % n’est réalisée par Hipparcos qu’à l’intérieur d’une sphère de 80 années-lumière de rayon.

18Pour aller plus loin, les astronomes font appel à certains types d’étoiles dont la luminosité absolue est liée à ses particularités physiques par des relations qu’on peut étalonner avec des astres suffisamment proches. C’est le cas, par exemple, des Céphéides qui sont des étoiles géantes pulsantes dont la période est proportionnelle à leur luminosité. Elles sont reconnaissables par la forme caractéristique de leur courbe de lumière. Il en est de même d’une autre classe d’étoiles, les RR Lyræ. Dans les deux cas, Hipparcos a permis d’améliorer les relations entre leur période et la magnitude absolue M. Inversement, la période observée d’une Céphéide lointaine de magnitude apparente m, permet de déterminer sa distance d en parsecs par la relation :

19Les Céphéides sont des étoiles très brillantes. Elles permettent d’évaluer même les distances des galaxies proches. Au-delà, il faut d’autres indicateurs de distance, plus lumineux, qui sont étalonnés par des Céphéides situées à proximité (par exemple dans la même galaxie). C’est le cas des supergéantes bleues, des régions d’hydrogène ionisé, des quasars et des supernovæ de type 1a. Ces dernières ont toutes la même luminosité et la même courbe de lumière. Ce sont ces indicateurs de distance qui permettent d’aller jusqu’aux confins de l’Univers.

Les vitesses radiales

20L’ensemble distance et mouvement propre permet de déterminer la vitesse tangentielle d’une étoile, mais pas sa vitesse dans l’espace. Il manque la composante le long de la ligne de visée. La mesure est fondée sur l’effet Doppler qui stipule que si un corps émet une raie de longueur d’onde λ0 par et qu’elle a une vitesse V rapport à l’observateur, celui-ci recevra un rayonnement de longueur d’onde λ telle que

21 c est la vitesse de la lumière (c = 299 792 458 km/s). La vitesse est positive lorsque l’objet s’éloigne. On obtient les trois composantes de la vitesse spatiale en la combinant avec les composantes transverses VT du mouvement propre exprimées aussi en kilomètres par seconde. Si la parallaxe ϖ est exprimée en secondes de degré, et le mouvement propre µ en secondes de degré par an, on a la relation

22Or, on ne dispose guère de parallaxes pour les parties éloignées de la Galaxie. Mais il existe une méthode pour contourner cette difficulté, méthode qui a permis d’obtenir, il y a déjà une cinquantaine d’années, les premières descriptions des bras spiraux de la Galaxie. Ceux-ci sont très riches en gaz, notamment en hydrogène neutre qui émet une raie de longueur d’onde 21 cm, facilement observée en radioastronomie. On obtient ainsi la vitesse radiale des nuages d’hydrogène. On connaît la vitesse spatiale du Soleil autour du centre de la Galaxie déterminée par rapport aux galaxies externes. La vitesse radiale d’un nuage, corrigée de la composante due au Soleil, est la projection sur la ligne de visée de sa vitesse de révolution v autour du centre de la Galaxie qui dépend de sa distance d à ce centre. Avec un nombre suffisant de nuages observés, on obtient la fonction v (d) et les distances au centre de la Galaxie. Depuis, elles ont été améliorées et précisées grâce, notamment, à l’étalonnage des indicateurs de distance par Hipparcos.

Propriétés chimiques et cinématiques des étoiles

23On trouve dans la Galaxie, une variété considérable d’étoiles. Chacune a, certes, ses propriétés propres, mais dans une présentation globale de la Galaxie, il faut utiliser des propriétés communes à un grand nombre d’entre elles. Ces propriétés, chimiques ou cinématiques, ne sont pas réparties au hasard dans la Galaxie, mais, au contraire, caractérisent telle ou telle de ses composantes.

Métallicité

24La composition chimique des étoiles est révélée par l’analyse spectrale de la lumière qui en provient. On mesure les intensités des raies émises par les divers atomes de leur atmosphère et, en tenant compte de ses conditions physiques et notamment de sa température, on déduit l’abondance de chacun des éléments présents, c’est-à-dire la proportion de cet élément par rapport à un élément de référence comme, par exemple, l’hydrogène. Or, on constate que dans les étoiles, l’ensemble des éléments, dits éléments lourds, autres que l’hydrogène et l’hélium représente au maximum 2 % de la masse. Dans le jargon des astrophysiciens, on appelle métaux tous ces éléments et l’on considère le rapport Z entre la masse des éléments lourds et la masse de l’hydrogène. Ce rapport est évidemment très bien connu pour le Soleil ; appelons le Z0. On définit la métallicité par le logarithme à base 10 du rapport entre ces deux quantités :

25En pratique, on ne considère qu’un seul métal, généralement le fer. On définit dès lors la métallicité [Fe/H] avec la même formule, mais où Z est le rapport de la masse du fer à celle de l’hydrogène. Pour la grande majorité des étoiles, la métallicité est négative, le Soleil figurant parmi les étoiles les plus riches en éléments lourds.

Âge

26L’âge d’une étoile est une indication importante relative à la formation et à l’évolution de la Galaxie, mais c’est aussi un paramètre difficile à évaluer. Il est généralement estimé à partir de la courbe de l’évolution de l’étoile dans le diagramme HR (pour Hertzprung-Russel, ce diagramme présente la luminosité absolue d’une étoile en fonction de sa température, tout type d’étoiles y a une position remarquable), mais seule la moyenne des déterminations sur un groupe d’étoiles, tel un amas, est significative.

Dispersion des vitesses

27Si la Galaxie tourne autour d’elle-même avec une vitesse angulaire qui dépend de la distance au centre, chaque étoile a, par rapport à celle-ci, une vitesse particulière qui n’est cependant pas totalement aléatoire. Ainsi, si un groupe d’étoiles a, dans une direction donnée, une vitesse moyenne v, et que chacune d’entre elles a la vitesse vi, la dispersion est la variance de la distribution de (v-vi) pour l’ensemble (1 ≤ in) de ces étoiles :

Populations stellaires ; exemple des amas globulaires

28Pendant longtemps, on a pris l’habitude de diviser les étoiles de la Galaxie en deux catégories distinguées par leurs propriétés chimiques. Les étoiles de population I sont caractérisées par une forte métallicité. Les autres, dites de population II ont une métallicité faible. Mais si on prend en compte les divers composants de la Galaxie, une telle distinction est par trop primaire et il faut analyser plus en détail chacun d’entre eux.

Fig. 3 – L’amas globulaire Oméga du Centaure. (Hubble, NASA/ESA)

29Pour cela, remontons à quelques centaines de millions d’années après le Big Bang, lorsque la densité de la matière dans l’Univers était très grande par rapport à celle qu’elle est aujourd’hui, diluée qu’elle est par l’expansion de l’Univers. Cette matière était entièrement composée d’hydrogène et d’hélium si on néglige les traces de lithium 7. Des petites irrégularités de densité déclenchaient une contraction gravitationnelle de la matière, formant des étoiles de première génération, sans éléments lourds que l’on a appelées de population III, bien qu’on n’en ait pas observé jusqu’à présent. Parmi ces étoiles de nombreuses étaient très massives et avaient donc une durée de vie très courte, au cours de laquelle les éléments lourds étaient synthétisés. À la fin de leur vie, l’essentiel était rejeté lors du phénomène de supernova et enrichissait en métaux la matière interstellaire à partir de laquelle de nouvelles étoiles, contenant cette fois des métaux, se sont formées. À leur tour, les étoiles massives nouvellement formées explosaient en enrichissant de plus en plus le milieu en métaux. Il y a ainsi une corrélation étroite entre la métallicité et l’âge des étoiles. On est conduit à considérer que la population II est avant tout une population d’étoiles déficientes en métaux et vieilles, d’âge compris entre 10 et 13 milliards d’années.

30Comme elles ont été formées dans un milieu dense, elles avaient tendance à être liées entre elles par l’attraction gravitationnelle mutuelle et formaient des amas globulaires ou des structures encore plus grandes, à l’origine des régions centrales des galaxies. Considérons le cas particulier des amas globulaires qui contiennent entre 10 000 et un million d’étoiles (figure 3). Au cours de l’évolution gravitationnelle de ces objets, les échanges d’énergie provoquent l’évasion de certaines étoiles avec la création possible d’étoiles doubles et une plus grande équipartition des énergies. La dispersion des vitesses à l’intérieur de l’amas est faible et diminue parce que la vitesse d’évasion est telle que, dès qu’une étoile voit sa vitesse augmenter, elle ne peut plus être retenue par la gravité de l’amas. Par ailleurs, la matière éjectée par les supernovæ est dispersée dans l’amas et ne peut pas former des nuages importants où naîtraient de nouvelles étoiles et elle est, soit absorbée par les autres étoiles, soit dispersée. Il s’ensuit que l’amas est constitué seulement d’étoiles des premières générations, donc à faible métallicité. En conséquence, les étoiles les plus massives sont au stade de géantes de la branche horizontale avec une faible métallicité. Elles sont toutes de population II et la couleur moyenne de l’amas est jaune.

Le bulbe et la barre

31L’observation des régions centrales de la Galaxie a longtemps été limitée par la très forte absorption due à la matière interstellaire, spécialement à la poussière qu’elle contient. Mais la lumière infrarouge, tout comme les ondes radio ou les rayons X durs sont peu affectées. C’est donc essentiellement grâce aux télescopes terrestres et spatiaux (ISO lancé en 1995 par l’ESA et Spitzer en 2002 par la NASA) travaillant en infrarouge, que l’on a maintenant une certaine connaissance du bulbe et de son centre.

32Le bulbe est un sphéroïde légèrement renflé dans le plan galactique, de rayon environ 6 000 années-lumière. On estime que 45 % de la masse baryonique totale de la Galaxie se trouve concentrée dans le bulbe avec une densité qui diminue rapidement au voisinage du bord. La dispersion des vitesses y est faible Cependant, dans un volume d’épaisseur de quelques centaines d’années-lumière, la population se mélange avec celle du disque, tandis qu’au centre, le paysage est totalement différent. C’est pourquoi, on peut distinguer le bulbe interne et le bulbe externe.

33Tout comme les amas globulaires présentés ci-dessus, le bulbe externe est formé essentiellement d’étoiles de population II donnant globalement une couleur jaune que l’on retrouve dans les bulbes des galaxies de même type. Le bulbe se prolonge par une structure plus étroite, la barre, longue de 3 000 années-lumière dans une direction décalée d’une trentaine de degrés de la direction du Soleil, ce qui fait qu’elle n’a été découverte que tardivement, en 1991. Si elle joue un rôle important dans la dynamique de la Galaxie, les explications de sa structure et de son existence même restent à trouver.

Le centre de la Galaxie

34La région de la Galaxie, au centre du bulbe est très différente et constitue une sorte de trou dans celui-ci. Au centre se trouve une source radio très compacte et très puissante, Sagittarius A. D’autres composantes, plus diffuses, de Sagittarius A proviennent de nuages de gaz turbulents. Dans un rayon d’une année-lumière autour du centre, il y a un amas d’étoiles où se mélangent des étoiles vieilles et des étoiles bleues massives très jeunes, apparemment formées dans ces nuages. Un autre amas très compact se trouve à la périphérie. On a pu suivre pendant 17 ans le mouvement de quelques étoiles les plus proches du centre qui tournent autour de lui avec des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Appliquant les lois de Kepler à leurs orbites, on a trouvé que l’objet central a une masse d’environ trois millions de masses solaires. Ce résultat confirme, s’il en était encore besoin, qu’il s’agit d’un énorme trou noir. L’activité qu’engendrent les nuages de poussière qui y tombent est particulièrement visible en rayonnement X qui montre des changements rapides, témoins d’une forte activité turbulente dans toute cette région. Enfin, on a trouvé, dans un rayon de 400 années-lumière, un anneau de matière de plusieurs millions de masses solaires, réservoir de futures formations d’étoiles.

Le halo et la matière noire

35Le halo est une sphère aux contours mal définis, de quelque 50 000 années-lumière de rayon, relativement vide d’étoiles avec une forte dispersion de vitesses (plus de 120 km/s). Elles sont vieilles, typiquement de population II, avec des métallicités comprises entre – 1 et – 2. Une partie d’entre elles s’est échappée des amas globulaires qui, tous, font parties du halo.

36Lorsqu’on étudie les mouvements des amas globulaires, des étoiles lointaines de la Galaxie et principalement celles du disque, on trouve que ces objets ont des vitesses telles qu’ils auraient dû s’échapper de la Galaxie. En effet, la mécanique céleste montre que, lorsqu’un objet est loin de l’essentiel de la masse, sa vitesse circulaire est inversement proportionnelle à la racine carrée de la distance au centre. Or, on constate que, à partir d’une distance R au centre, de l’ordre de celle du Soleil, cette vitesse ne change pas. Il y a certes des gaz et des poussières interstellaires, mais en quantité insignifiante par rapport à ce qu’il faudrait pour rendre compte de ce phénomène. La seule explication est de considérer que la masse de la sphère de rayon R augmente avec R. Comme, manifestement, il n’y a pas de matière visible qui ait cette propriété, on est obligé de postuler que le halo est rempli d’une certaine substance, appelée matière noire qui n’est pas faite d’atomes (matière baryonique) mais qui a la propriété d’attirer les masses comme la matière ordinaire ou, si on raisonne en relativité générale, de courber l’espace de la même manière. Pour rendre compte de l’effet observé, il faut qu’au moins 90 % de la masse du halo soit de la matière noire. De ce fait, la masse totale de la matière noire dans la Galaxie serait quatre fois supérieure à sa masse baryonique.

Fig. 4 – Nébuleuse du Cône. (Hubble, NASA/ESA)

Le disque

37Le disque de la Galaxie est une structure en forme de galette qui s’étend autour du plan galactique depuis le bulbe jusqu’à près de 50 000 années-lumière, c’est-à-dire jusqu’à ce qu’il est convenu d’appeler les confins de la Galaxie. La surface centrale du disque est légèrement voilée. Ce gauchissement du disque est dû aux forces gravitationnelles des galaxies satellites de la nôtre, principalement les Nuages de Magellan. De part et d’autre de cette surface, se trouvent successivement le disque mince et le disque épais.

Fig. 5 – Région de formation des étoiles et jeune amas ouvert. (Hubble, NASA/ESA)

38Le disque mince, de demi-épaisseur de l’ordre de 800 années-lumière, a une masse d’au moins 40 % de la masse baryonique de la Galaxie, de l’ordre de celle du bulbe, mais très irrégulièrement répartie, puisqu’une partie en est concentré dans les bras spiraux. À l’intérieur, une région étroite, de demi-épaisseur de 100 années-lumière, est particulièrement remarquable : on l’appelle le disque jeune. C’est lui qui contient les régions de formation des étoiles dans des nuages géants (ou nébuleuses) formés principalement d’hydrogène et d’hélium, mais aussi des autres éléments sous forme d’atomes, de molécules et de poussières. Ces nuages se trouvent groupés dans les bras spiraux. Ils peuvent être très lumineux, soit parce que les poussières sont éclairées par des étoiles voisines, soit par l’émission de la raie rouge de l’hydrogène atomique. En revanche, un nuage non éclairé est obscur et cache l’espace au-delà, formant une tache noire. La figure 4 montre un exemple de nébuleuse avec, au centre, un nuage noir, entouré de régions à émission de la raie d’hydrogène et, en haut, une région très lumineuse où des étoiles naissent et où brillent des géantes bleues récemment formées.

39Généralement, ces régions sont très étendues (cent années-lumière ou plus) et très massives. Elles sont à l’origine de multiples formations plus ou moins simultanées de nombreuses étoiles qui constituent alors un amas ouvert. La figure 5 montre une nébuleuse toujours active et dans laquelle des étoiles plus anciennement formées sont regroupées comme lors de leur formation et constituent un bel amas ouvert. Le disque jeune comprend un grand nombre de ces amas ouverts pouvant regrouper plusieurs centaines d’étoiles, comme, par exemple, les Pléiades ou les Hyades bien visibles à l’œil nu. Ces amas se délitent en perdant parfois des étoiles qui ont acquis une énergie cinétique trop grande. Dans d’autres cas, les étoiles formées ne s’agglomèrent pas en amas, mais conservent en commun la vitesse du nuage origine. Elles ont des mouvements très voisins dans l’espace : ce sont les associations. Quant à la matière interstellaire, elle n’est pas seulement concentrée dans les nuages mais elle se trouve partout dans le disque mince.

40Les astres de ce disque jeune ont en commun une forte métallicité (entre + 0,2 et – 0,2) et ont des âges inférieurs à un ou un et demi-milliard d’années. Ces étoiles sont donc de population I extrême et c’est ce qui a donné son nom à ce disque. La distribution des vitesses est très petite par rapport au mouvement général de rotation galactique qui est de 220 km/s au voisinage du Soleil. On l’évalue à 15 km/s suivant le plan galactique et à quelques km/s seulement dans la direction perpendiculaire, ce qui assure la stabilité de ce disque.

41Au-delà du disque jeune, le disque mince se caractérise aussi par une faible dispersion des vitesses, une forte métallicité et la présence d’une densité de matière interstellaire élevée qui masque totalement, en lumière visible, les régions éloignées du disque et, a fortiori, le bulbe et la barre.

42La dispersion des vitesses est quatre fois plus forte dans le plan galactique, que perpendiculairement. Cela témoigne des faibles inclinaisons et des excentricités modérées des orbites autour du centre de la Galaxie. Il s’agit donc d’étoiles de populations I, mais leurs âges sont répartis entre 1 et 10 milliards d’années. Plus l’étoile est vieille, plus sa métallicité est faible et plus, en général, l’étoile est éloignée du plan galactique. Notons que le Soleil est actuellement à 50 années-lumière du plan galactique, et se situe donc dans le disque jeune. Mais il y est, en quelque sorte « de passage » par suite de l’inclinaison de son orbite. En fait, il est membre du disque mince. De façon générale, les inclinaisons des orbites font que dans le voisinage du Soleil on trouve des étoiles de tous types, y compris des étoiles à grande vitesse provenant du halo.

43Le disque épais a une demi-épaisseur de l’ordre de 8 000 à 10 000 années-lumière et se distingue du disque mince par une densité d’étoiles et de matière interstellaire plus faible, intermédiaire entre celle du halo et celle du disque mince. Ses étoiles sont de population I vieille, avec des métallicités relativement faible, entre -0,2 et -0,8. La dispersion des vitesses est aussi intermédiaire entre celles du disque mince et du halo. Sa densité en étoiles décroît avec la distance au plan galactique. La répartition des étoiles semble être plus régulière que dans le disque mince.

Le futur

44À part les apports de la radioastronomie et des télescopes en lumière infrarouge qui ont pu étudier les bras spiraux et la région centrale de la Galaxie, l’essentiel de la description présente de la Galaxie est fondé sur les observations d’objets dans l’environnement du Soleil. Même Hipparcos n’a donné des résultats statistiquement valables que dans une sphère de quelques milliers d’années-lumière, ce qui constitue moins de 1 % du volume de la Galaxie hors halo et, de plus, les mesures pertinentes ne concernent que les étoiles brillantes. Pour le reste, il s’agit seulement de sondages. La barre reste en grande partie un mystère et le bulbe est à peine mieux connu. La structure du disque épais est inconnue. Les étoiles peu lumineuses, jaunes et surtout rouges, qui constituent la grande majorité des étoiles du bulbe, ne sont observées qu’au voisinage du Soleil et dans les amas globulaires. Ce que l’on sait de la cinématique et de la dynamique de la Galaxie est pour beaucoup fondé sur des extrapolations ou des analogies avec d’autres galaxies. Les recherches sur l’évolution de la Galaxie sont embryonnaires faute de données précises relatives à la majorité des composantes de celle-ci. Une connaissance détaillée de la cinématique des étoiles du halo pourrait donner des indications sur la distribution de la matière noire. Etc.

45La prochaine avancée est attendue dans une dizaine d’années, lorsque GAIA aura achevé ses observations. GAIA est une extension d’Hipparcos, fondée sur le même principe : analyse simultanée de deux champs célestes. C’est une mission de l’ESA, donc strictement européenne, dont le lancement est prévu en 2012. Avec des miroirs de 140 x 50 cm, GAIA recevra 21 fois plus de lumière qu’Hipparcos. La surface focale de 85 x 42 cm, réservée pour moitié à l’astrométrie est tapissée de CCD, permettra d’observer une étoile pendant beaucoup plus de temps. Cela permettra d’atteindre la magnitude 20, soit un milliard d’étoiles. Jusqu’à la magnitude 15, soit 50 millions d’étoiles, la précision astrométrique sera comprise entre 0,015 et 0,020 mas, cinquante fois mieux qu’Hipparcos pour 100 000 étoiles. De plus, GAIA mesurera la vitesse radiale pour toutes les étoiles jusqu’à la magnitude 16 et, pour certains types, 17. Ce qui, avec les parallaxes et les mouvements propres donnera accès à la vitesse spatiale de 100 millions d’étoiles. Il y aura un double système photométrique à 5 bandes larges et 11 étroites qui permettront d’évaluer à la fois la métallicité de toutes les étoiles et l’extinction interstellaire subie. Avec de telles caractéristiques, GAIA permettra de déterminer tous les paramètres stellaires nécessaires à une étude détaillée de la Galaxie, qui sera statistiquement robuste grâce au traitement de plus de cent millions d’étoiles. On sera alors en mesure de revoir de façon très détaillée la description que nous avons donnée de la Galaxie. Cette mission permettra aussi de répondre à la plupart des questions posées dans le paragraphe précédent et, sans nul doute, découvrir de nouvelles propriétés insoupçonnées de la Galaxie.

Bibliographie

Références bibliographiques

• Clark Stuart, 2009, Galaxy, Exploring the Milky Way, Londres, Quercus.

• Kovalevsky Jean, 2002, Modern Astrometry, Springer Verlag, Heidelberg, A & A Library, 2e éd.

• Lequeux James, 2005, L’Univers dévoilé, Paris, EDP Sciences.

• Perryman Michael, 2009, Astronomical Applications of Astrometry, Cambridge, Cambridge University Press.

Table des illustrations

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Légende Fig. 1 – Vue schématique de la Galaxie avec indication des principales régions. (Vue d’artiste, NASA)
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Légende Fig. 2 – Principe d’Hipparcos
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Légende Fig. 3 – L’amas globulaire Oméga du Centaure. (Hubble, NASA/ESA)
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Légende Fig. 4 – Nébuleuse du Cône. (Hubble, NASA/ESA)
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Légende Fig. 5 – Région de formation des étoiles et jeune amas ouvert. (Hubble, NASA/ESA)
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Auteur

Membre de l’Académie des Sciences et astronome émérite à l’Observatoire de la Côte d’Azur. Il a apporté de très nombreuses contributions à la mécanique céleste des corps du Système solaire et à l’astrométrie au sol et dans l’espace. Il a dirigé un consortium international qui a interprété les données recueillies par le satellite astrométrique de l’ESA, Hipparcos

© CNRS Éditions, 2010

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