Voie lactée - Définition

Source: Wikipédia sous licence CC-BY-SA 3.0.
La liste des auteurs de cet article est disponible ici.

Observations et découvertes

Notre Galaxie vue par Herschel en 1785 ; le système solaire est supposé près du centre.

Aristote voyait la voie lactée comme un phénomène atmosphérique infralunaire. Cette conception aristotélicienne reste valable pendant le Moyen Âge, sauf pour certains savants comme Albert le Grand ou Averroès qui reprennent la théorie ptoléméenne : l’astronome grec, dans l’Almageste, donne à la voie lactée une origine stellaire.

L’observation à l’œil nu de la Voie lactée ne permet de distinguer qu’une très faible partie des étoiles dont elle se compose. Avec sa lunette astronomique, Galilée découvrit dès 1610 que la Voie lactée était un nuage très dense d’étoiles. En 1750, le savant Thomas Wright, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, imagina qu’elle formait un nuage aplati, disque parsemé d’étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil au centre. La preuve que les étoiles de notre galaxie sont des objets semblables au Soleil (et donc considérablement plus éloignés étant donné leur faible éclat) date du XIXe siècle avec les observations de l’astronome allemand Friedrich Bessel.

La première tentative de décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil au sein de celle-ci fut effectuée par William Herschel en 1785 en dénombrant les étoiles dans différentes régions du ciel. Malheureusement, ne connaissant pas leur distance, il supposa que toutes les étoiles avaient une même luminosité intrinsèque et que leur distance décroissait en proportion de leur magnitude apparente. En utilisant un raffinement de la méthode d’Herschel, Jacobus Kapteyn arriva en 1920 à l’image d’une petite galaxie elliptique d’environ 15 kiloparsecs de diamètre, avec le Soleil près du centre.

La place du Soleil dans la Galaxie

Coupe de la voie Lactée avec la position du Soleil.

Les premiers travaux quantitatifs relatifs à la structure détaillée de notre Galaxie remontent à 1918 avec Harlow Shapley. En étudiant la répartition sur la sphère céleste des amas globulaires il parvint à l’image selon laquelle notre Galaxie était une structure symétrique de part et d’autre de son disque visible, et que son centre était situé dans la direction de la constellation du Sagittaire aux coordonnées approximatives de 17h 30m et -30°. Ainsi était-il établi que le Soleil ne pouvait être situé au centre de la Voie Lactée. Shapley est de ce fait considéré comme l’auteur d’une seconde révolution copernicienne. Dans son analyse, Shapley put estimer l’ordre de grandeur aujourd’hui admis pour l’extension de la Voie lactée : plusieurs dizaines de milliers de parsecs. Une dizaine d’années plus tard, Bertil Lindblad puis Jan Oort montrèrent indépendamment que les étoiles de la Voie lactée tournaient autour du centre, mais selon une rotation différentielle (c’est-à-dire que leur période orbitale dépendait de leur distance au centre), et que amas globulaire et certaines étoiles ne tournaient pas à la même vitesse que le disque lui-même, suggérant fortement une structure en spirale.

La structure spirale

La mise en évidence explicite de la structure spirale de la Voie lactée eut lieu en 1953 quand furent mis en évidence les trois premières portions de bras spiraux au voisinage du Soleil, par les statistiques de position et de distance de plus de 1 000 étoiles géantes bleues proches. La structure spirale globale de la Voie lactée fut mise en évidence peu après, à l’aide de l’étude de la galaxie par la raie à 21 centimètres prédite en 1944 par Hendrik van de Hulst et résultant de la présence d’hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen et utilisé pour cartographier en détail notre Galaxie à partir de 1954 par les hollandais par Hendrik van de Hulst, C. A. Muller et Jan Oort, Gart Westerhout et M. Schmidt. D’un point de vue plus visuel, c’est la comparaison faite en 1955 entre des photographies panoramiques de la Galaxie et celles d’autres galaxies spirales vues par la tranche (comme NGC 891) qui achevèrent de donner l’aperçu de sa forme.

Type de spirale

L’observation des autres galaxies montre que les galaxies spirales sont de plusieurs types : avec ou sans barre centrale, et avec des bras spiraux plus ou moins évasés (types Sa à Sc). La position interne du Soleil dans notre Galaxie rend particulièrement difficile la détermination précise du type de spirale, et c’est autant en comparant certaines propriétés de notre Galaxie avec des galaxies extérieures de type connu que par l’observation directe que son type peut éventuellement être déterminé. Cette tâche n’est cependant à l’heure actuelle pas entièrement terminée.

L’observation directe des bras spiraux dans le domaine visible favorise une spirale de type Sc. La taille du bulbe galactique, assez grande favorise par contre un type Sb, tout comme la quantité observée d’hydrogène atomique (HI). Par contre, la présence d’une région HII géante, W49 favorise elle, tout comme semble-t-il le taux de formation d’étoiles observé, un type Sc.

Présence d'une barre

Une barre au voisinage du centre galactique a été découverte en 1991 par Leo Blitz et David Spergel, après avoir été soupçonnée dès 1979 par l’étude de la cinématique des régions HI situés à proximité du centre galactique. Cette découverte tardive s’explique en partie par le fait que la barre est vue de face, et a donc une taille angulaire minimale. Elle est de plus relativement petite, ce qui la rend d’autant plus difficile à séparer du bulbe.

Page générée en 0.164 seconde(s) - site hébergé chez Contabo
Ce site fait l'objet d'une déclaration à la CNIL sous le numéro de dossier 1037632
A propos - Informations légales | Partenaire: HD-Numérique
Version anglaise | Version allemande | Version espagnole | Version portugaise