« Que l’Univers est grand ! »

Cette vidéo permet de comparer la taille des galaxies connues à ce jour.

Dans l’univers, les étoiles ne sont généralement pas isolées mais regroupées au sein de vastes ensembles appelés galaxies.

Une galaxie inclut aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière sombre. L’ensemble de la matière constituant une galaxie est lié gravitationnellement et apparaît comme en orbite autour d’une concentration de masse centrale. De nombreux indices suggèrent que le centre de nombreuses galaxies est occupé par un trou noir de masse importante. La Voie lactée, la galaxie dans laquelle se trouve le système solaire, compte environ quelques centaines de milliards d’étoiles. La plupart des galaxies typiques comportent un nombre similaire d’astres, mais il existe aussi des galaxies naines comptant quelques millions d’étoiles seulement, et des galaxies géantes comptant plusieurs dizaines de milliers de milliards d’étoiles. Sur la base de ces chiffres et de la taille de l’univers observable, on estime que celui-ci compte quelques centaines de milliards de galaxies. L’univers dans son ensemble, dont l’extension réelle n’est pas connue, est lui susceptible de compter un nombre immensément plus grand d’étoiles.

Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales, irrégulières. Une description plus étendue des types de galaxies est donnée par la séquence de Hubble. Des résultats récents semblent montrer qu’en réalité, une même galaxie peut passer par différentes formes. Plus précisément, la présence d’une barre dans une galaxie spirale dépendrait de son activité.

Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des « ondes » de densité : lorsque les étoiles et la matière interstellaire traversent un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée ; c’est un peu comme une « vague » de ralentissement se déplaçant le long d’une route remplie de voitures en mouvement.

Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d’étoiles : ils hébergent donc beaucoup d’étoiles massives (donc jeunes) qui sont très lumineuses.

Répartition des galaxies

Comme les étoiles, qui sont regroupées en galaxies, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d’autres. Une structure contenant jusqu’à une cinquantaine de galaxies est un groupe de galaxies. Une structure contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs est un amas de galaxies. Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en superamas, des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies.

À très grande échelle, la distribution des amas de galaxies n’est pas uniforme, mais organisée en plaques ou en filaments.

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

Genèse du concept

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

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

Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5 000 nébuleuses.

En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l’époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, la majorité des astronomes de l’époque réfutaient l’idée des univers-îles, arguant que ces nébuleuses se trouvaient à l’intérieur de notre univers.

Ce n’est qu’en 1918 qu’Harlow Shapley réussi à déterminer la taille de notre galaxie, relançant le débat sur la nature des nébuleuses ainsi que leur distance. Il était intiment convaincu que l’univers était composé que d’un seul ensemble d’étoiles, les nébuleuses n’étant que des éléments de cet univers-île.

Le 16 avril 1920 eu lieu « Le Grand Débat » qui opposaient les tenant d’un univers monolithique représenté par Harlow Shapley et ceux d’un univers composé d’univers-île défendu par Heber D. Curtis. C’est à cette occasion que le terme « galaxie » fit son apparition. Le débat ne permit cependant pas de départager les deux points de vue.

Edwin Hubble annonça le 30 décembre 1924 qu’après des mesures faites à l’aide du nouveau télescope Hooker de 2,50 mètres, les « nébuleuses » se trouvaient bien au delà de notre propre « galaxie ».

Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses spirale en tant que collections d’étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d’estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.

Rotation des galaxies

En fait les galaxies peuvent présenter ces deux formes de courbes, la courbe plate B étant la plus répandue. Analysons de plus près ces formes. Près du centre galactique, on peut considérer que la vitesse est proportionnelle à la distance du centre (NGC 3672, spirale). La vitesse angulaire de rotation est constante comme dans un solide. La courbe devient ensuite parabolique, ce qui correspond à une densité de masse d’étoiles constante (UGC 7089, elliptique). Après le maximum, la courbe est généralement plate, la densité d’étoiles est décroissante (NGC 801, elliptique). Enfin, très loin du centre galactique où la densité d’étoiles est très faible, on retrouve les lois de Képler, qui ne peuvent être observées qu’en présence d’étoiles suffisamment lumineuses et faisant partie de la galaxie en question (NGC 3379, circulaire ou sphérique).

La matière sombre

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

La Voie Lactée

La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois simplement « la Galaxie », avec une majuscule) est le nom de la galaxie dans laquelle se situent le Système solaire où vit l’humanité, ainsi que toutes les étoiles visibles à l’œil nu. Elle est partiellement visible dans de bonnes conditions d’observations (absence de pollution lumineuse), notamment sous les tropiques, sous la forme d’une bande plus claire dans le ciel nocturne, la « voie lactée ». Comme nous sommes en son sein, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l’on sait que sa forme est assez semblable à celle de la Galaxie d’Andromède.

Le mot « galaxie » est emprunté au latin galaxias, lui-même emprunté au grec γαλαξ?ας « voie lactée ». La dénomination « voie lactée » désignait d’abord uniquement la partie observable à l’œil nu de notre galaxie qui crée la bande blanchâtre tracée dans le ciel nocturne par le disque galactique, mais elle est maintenant fréquemment utilisée pour désigner toute notre galaxie : elle s’écrit alors « Voie lactée » avec une majuscule, comme la Galaxie (notre galaxie) ou le Soleil (notre soleil).

La Voie lactée est une grande galaxie spirale de type Sb ou Sc. Sa forme est un disque de 25 000 pc de diamètre comportant un bulbe central, lui-même entouré d’un halo sphérique de faible densité de 30 kpc de diamètre. Elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles, dont le Soleil, pour une masse totale évaluée de l’ordre de 750 à 1 000 milliards de masses solaires.

Observation à l’œil nu

Visible depuis la Terre sous la forme d’une bande blanchâtre traversant la voute céleste, le phénomène visuel de la Voie Lactée provient en majeure partie des étoiles et du gaz la composant.

La Voie lactée coupe l’écliptique vers les deux solstices et s’en écarte d’environ 60° au nord et au sud. Sa partie la plus large et lumineuse est située à proximité de la nébuleuse de la lagune, dans la constellation du Sagittaire et correspond à la direction du bulbe galactique.

Le fait que la Voie Lactée divise le ciel nocturne en deux hémisphères quasi-égaux prouve que le système solaire est proche du plan galactique

En partant du solstice d’hiver, où elle a deux branches, dont l’une passe sur l’arc du Sagittaire, elle traverse les constellations de l’Aigle, de la Flèche, du Cygne, du Serpentaire, de la tête de Céphée, du Cocher, des pieds des Gémeaux, de la Licorne, du Navire Argo, de la Croix du Sud, du Loup et du Scorpion.

Ayant une magnitude surfacique assez faible, il est en effet difficile, voire impossible, de l’observer dans une zone urbaine souffrant de pollution lumineuse.

Observations et découvertes

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. 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 cette méthode, 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.

Harlow Shapley, en utilisant une méthode différente basée sur les amas globulaires, obtint une image radicalement différente : un disque plat d’environ 70 kiloparsecs de diamètre et le Soleil loin du centre. Les deux analyses ne tenaient pas compte de l’absorption de la lumière par la poussière interstellaire présente dans le plan galactique ; une fois que Robert Jules Trumpler eut mesuré cet effet en 1930 en étudiant les amas ouverts, l’image actuelle de notre galaxie émergea.

En 1944, Hendrik van de Hulst prédit l’existence d’un rayonnement micro-onde à une longueur d’onde de 21 centimètres, résultant de la présence d’hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen. Ce rayonnement a grandement amélioré les possibilités d’étude de notre galaxie puisqu’il n’est pas affecté par l’absorption de la poussière et son effet Doppler peut être employé pour cartographier le mouvement du gaz dans la galaxie. Ces observations ont conduit à l’hypothèse d’une structure rotative en forme de barre au centre de notre galaxie. L’amélioration des radiotélescopes a permis la détection de ce gaz dans d’autres galaxies.

Structure et composition

Les observations du télescope spatial Spitzer datant de 2005 ont permis de réunir des preuves suggérant que la Voie lactée est une galaxie spirale barrée. Elle consiste en un noyau en forme de barre entouré par un disque de gaz, de poussières, et d’étoiles. Le disque galactique présente certaines structures de bras formant approximativement une spirale logarithmique. La distribution de masse à l’intérieur de la Galaxie ressemble fortement à celle d’une galaxie de type SBc, dans la classification de Hubble. Ce genre de galaxie présente en effet des bras vaguement morcelés. Ce fut seulement dans les années 80 que les astronomes ont commencé a suspecter la Voie lactée d’être une galaxie spirale barrée plutôt qu’une spirale ordinaire, ce que le télescope spatial Spitzer a confirmé en 2005, montrant que la barre centrale de la Galaxie était plus grande que prévu. Cela plaide en faveur d’un classement du type SBbc. En 1970, Gérard de Vaucouleurs avait prédit que la Voie lactée était de type SAB(rs)bc, le « rs » indiquant la présence d’un anneau discontinu autour de la région centrale.

En 2006, la masse Voie lactée est estimée à 5,8 x 1011 M, étant composée de 200 à 400 milliards d’étoiles. Sa magnitude visuelle intégrée absolue a été estimée à -20,9. On pense que la plupart de la masse de la Galaxie (83 %) provient de la matière noire environnante. Celle-ci forme un halo relativement homogène d’une masse estimée entre 600 et 3000 masses solaire.

Le centre galactique

Le diamètre du disque galactique, qui présente un renflement en son centre, est de 70 000 à 100 000 années-lumière. La distance séparant le centre du Soleil est à présent estimée à 26 000 ± 1400 années-lumière. En effet, on pensait autrefois que cette distance était de 35 000 années-lumière.

Le centre galactique arbitre un objet compact de très grande masse (nommé Sagittarius A*) qui est très probablement un trou noir supermassif. D’ailleurs, on pense que la plupart des galaxies contiennent un tel trou noir en leur centre.

Sources

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