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La Voie Lactée

Photographie de la Voie Lactée prise depuis Cape Palliser en Nouvelle Zélande qui valut à l'Australien Mark Gee de gagner le prix "Astronomy Photographer of the Year" en 2013.

L'échine de la nuit (I)

Si vous avez déjà eu l’occasion d’observer le ciel lorsque la nuit est noire d'encre dans les régions éloignées de l’éclairage public, en altitude ou dans une région désertique, après les premières minutes d’accoutumance, vous avez certainement distingué à la limite de la visibilité une bande laiteuse irrégulière qui traverse le ciel au milieu des étoiles sur plusieurs degrés de largeur : c'est la Voie Lactée.

Historiquement, la Voie Lactée est connue depuis l'Antiquité. Son existence est avérée dans la cosmogonie égyptienne (on la retrouve sur les murs de certaines salles des pyramides) et dans la mythologie grecque où elle mentionnée dans la légende d’Héraclès, fils de Zeus et de la jolie mortelle Alcmène.

La légende rapporte que Zeus avait profité du sommeil de son épouse Héra pour lui mettre le nourrisson au sein afin qu'il devienne immortel en se nourrissant de son lait. Mais en se réveillant, Héra aperçut ce nourrisson qui n’est pas le sien et le repoussa. Du lait jaillit de son sein et se répandit dans le ciel en une traînée blanchâtre qui forma la Voie lactée, "galactos" signifiant "lait".

A la fin du XVIIe siècle, John Milton[4] qui observa la Voie Lactée avec la lunette de Galilée la décrivit avec beaucoup de poésie comme étant "un chemin large et ample dont la poussière est d'or et le pavé d'étoiles, comme les étoiles que tu vois dans Galaxie, cette voie lactée que tu découvres, la nuit, comme une zone poudrée d'étoiles".

Cette "poussière d’or" de forme irrégulière et évanescente dont parle avec grand art John Milton représente notre Galaxie vue de profil (qui par convention prend toujours un G majuscule pour la différencier des autres galaxies).

L'étude de la Voie Lactée est relative récente. C'est William Herschel vers 1790 qui découvrit la forme aplatie de la Voie Lactée et la grande échancrure sombre à hauteur des constellations du Cygne et de Cassiopée. Mais il faudra attendre le début du XXe siècle et les travaux d'Edward E. Barbard sur les nébuleuses obscures en 1927 puis ceux de Jacobus Kapteyn et Jan Oort dans les années 1930 sur la vitesse radiale des étoiles (cf. la matière sombre) pour que les astronomes prennent conscience de la dimension et de la dynamique réelle de la Voie Lactée.

Trois photos de la Voie Lactée. Vous contemplez une partie des 250 milliards d'étoiles qu'elle contient distribuées sur environ 120000 années-lumière ! A gauche, l'un des premiers photomontages panoramiques réalisé dans les années 1950 par Knut Lundmark depuis l'Observatoire de Lund en Suède. Cette photograpie est limité à 7000 étoiles jusqu'à la magnitude 6, la limite approximative de l'acuité visuelle. Pendant des décennies, cette image fut la seule disponible et illustra la plupart des livres consacrés à l'astronomie. A droite, un photomontage moderne en projection sphérique de la Voie Lactée telle qu'on peut l'observer dans l'hémisphère Nord (gauche) et dans l'hémisphère Sud (droite). Document T.Lombry. Ci-dessous, un photomontage réalisé en 2009 par Serge Brunier dans le cadre du projet GigaGalaxy Zoom de l'ESO. Sur l'agrandissement on reconnaît la Grande Ourse inversée dans la partie supérieure de l'image, M45 et M31 dans la partie inférieure gauche, les deux Nuages de Magellan à droite de l'axe central et la constellation d'Orion à l'extrême droite.

Les astronomes nous apprennent que les plus proches étoiles sont à plusieurs années-lumière, l’équivalant de quelques dizaines de milliers de milliards de kilomètres... Pourtant on s'imagine pouvoir tendre la main et caresser l'échine de la nuit.

Comme les milliards d'autres galaxies qui peuplent l'univers, la Voie Lactée renferme non seulement tout un zoo stellaire allant des étoiles naines aux pulsars en passant par les hypergéantes, mais nous avons expliqué précédemment qu'elle contient également une masse très importante de nuages de gaz diffus plus ou moins neutres ou ionisés (plasma), brillants ou obscurs ainsi que de la poussière entourant parfois les étoiles et formant les nébuleuses et les amas stellaires.

En raison de cette importante quantité de matière surtout rassemblée dans les bras spiralés, la Voie Lactée donne en moyenne naissance à 10 étoiles chaque année.

Quant aux constellations et autres astérismes, il ne s'agit que de groupements arbitraires d'étoiles proches (moins de 1000 a.l.) dont l'origine historique coïncide avec le développement de l'astrologie en Mésopotamie. Aujourd'hui elle servent avant tout de repère nocturne aux astronomes amateurs.

Mensurations et morphologie de la Voie Lactée

1. Taille, masse et nombre d'étoiles

La Voie Lactée est semblable à beaucoup d'autres galaxies. Ainsi que l’ont confirmées les observations réparties sur toute l’étendue du spectre électromagnétique, du rayonnement radio au rayonnement X en passant par le visible et l'infrarouge, la Voie Lactée forme un disque épais composé d'étoiles, de gaz et de poussière dont le diamètre estimé en 2015 par Yan Xu et ses collègues varie entre 31-55 kpc soit entre 100000 et 180000 années-lumière.

Toutefois des analyses réalisées en 2010 par Oleg Gnedin de l'Université du Michigan et ses collègues ont montré qu'il existe encore des composantes massives et sombres dans un halo de 40 kpc de rayon soit 130000 années-lumière autour du bulbe central, ce qui ferait que l'influence de la Voie Lactée se ressent encore 2.6 fois plus loin, jusqu'à 80 kpc ou 260000 années-lumière du centre (sans compter l'influence à longue distance de la gravitation), ce qui est 3 fois inférieur au rayon de M31 (~240 kpc selon un estimation publiée en 2018).

Les astronomes ne s'accordent pas encore tout à fait sur la masse de la Voie Lactée et le nombre d'étoiles qu'elle contient du fait que les estimations sont rendues difficiles dans le coeur et en périphérie de la Galaxie et des incertitudes liées à la taille des échantillonnages. Ceci dit, on peut fixer des limites minimum compatibles avec sa vitesse de rotation.

Ci-dessus, le tracé des constellations par rapport à la Voie Lactée. Document réalisé par Axel Mellinger. En gros, la partie centrale est visible dans l'hémisphère Sud tandis que les parties gauche et droite sont visibles dans l'hémisphère Nord à différentes époques de l'année. Ci-dessous, zoom sur la région centrale de la Voie Lactée entre le Sagittaire au nord et le Scorpion au sud jusqu'au complexe multicolore de Rho Ophiuchus à droite. L'image couvre un champ d'environ 15°x32°. Cette mosaïque de 1200 images a été réalisée par Stéphane Guisard dans le cadre du projet GigaGalaxy Zoom de l'ESO. Cf. la galerie des chefs-d'oeuvre pour les détails de la photo.

Selon les estimations réalisées respectivement en 2007 et en 2010, la Voie Lactée contiendrait entre 200 et 400 milliards d'étoiles (et entre 100 et 400 milliards d'exoplanètes), le nombre exact dépendant du nombre d'étoiles de faible masses (étoiles naines) qui restent difficiles à détecter au-delà de 300 années-lumière. A cette masse stellaire, Il faut y ajouter tout le reste : d'abord le gaz, la poussière, les corps sombres, les planètes, mais également la matière et l'énergie sombre. La masse de ces composantes est significative.

La masse limite inférieure de la Voie Lactée a été estimée à 6x1011 soit 600 milliards de masses solaires, dont 200 milliards de masses solaires sont distribuées dans le disque visible. Le reste est constitué de matière sombre. Cette évaluation était basée sur l'étude réalisée en 2000 par Imamura James de la masse stellaire (M/L) de la Galaxie représentée par les étoiles du disque et le gaz neutre des régions HI, tant qu'il est possible de détecter leur présence. A ce sujet, on estime que la masse interstellaire constituée de gaz représente 5 milliards de masses solaires soit entre 2 et 5% de la masse des étoiles.

De nouvelles estimations calculées en 2009, 2010, 2014 et 2016 basées sur la mesure de la vitesse radiale (le long de la ligne de visée) des étoiles ainsi que de leur vitesse à travers le plan du ciel (mouvement propre) ont revu la masse de la Voie Lactée à la hausse : 700 à 850 milliards de masses solaires dans un rayon de 300 kpc (~1 million d'années-lumière), rendant la Voie Lactée aussi massive que la galaxie M31 (~800 milliards de masses solaires selon une estimation publiée en 2018).

Mais en tenant compte des six principales galaxies satellites de la Voie Lactée, en 2010 Laura L.Watkins aujourd'hui au STScI et son équipe ont obtenu une masse virielle atteignant ~1400 milliards de masses solaires, une valeur proche des 1300 milliards de masses solaires calculés en 2017 par Paul J. McMillan. Ceci dit, il y a toujours aussi peu de matière visible comparée à la matière sombre. Décidément la grandeur de la Voie Lactée nous surprendra toujours !

Enfin, la Voie Lactée est escortée par au moins 49 galaxies naines satellites parmi lesquelles les plus grandes relativement parlant sont les deux Nuage de Magellan (LMC et SMC), la galaxie naine du Sagittaire (SagDEG) et Crater 2 découverte en 2016. Si la plupart d'entre elles sont situées dans le halo (voir plus bas), les deux Nuages de Magellan gravitent à 180000 années-lumière du centre de la Voie Lactée tandis que Crater 2 se situe à 380000 années-lumière du noyau. On reviendra sur ces galaxies à propos du Groupe Local.

A voir : Vidéos time-lapse de la Voie Lactée, Dakotalapse

La Voie Lactée

A gauche, survol de la Voie Lactée. Un document 2MASS/IPAC au format QuickTime (.mov) de 9.7 MB. A droite, la rotation nocturne de la Voie Lactée enregistrée à l'Observatoire du Vatican du Mt Graham avec un boîtier Nikon de 50 mm équipé d'une caméra CCD AP7. Compositage de 30 expositions de 10 sec chacune espacées d'une minute. Fichier GIF de 794 KB. Document CCD.

2. Morphologie

La Voie Lactée à la forme d'un disque aplati comprenant plusieurs structures à grande échelle qu'on retrouve dans toutes les galaxies spirales.

Comme le montre le schéma ci-dessous, du centre vers l'extérieur, nous trouvons le bulbe central comprenant la barre stellaire puis le disque mince et le disque épais formant les bras spiralés et enfin le halo stellaire. Voyons brièvement ces structures.

A. Le bulbe

Le bulbe central est la région la plus dense de la Voie Lactée comme de toutes les galaxies axisymétriques. Seules différences avec un bulbe "classique" qui se caractérise par une forme ellipsoïdale sans rotation et peu condensé, celui de notre Galaxie est petit, en rotation et donc aplati (on peut le modéliser par une sphéroïde de rapport axial 0.75) et cinématiquement froid, ressemblant plus à un disque par ses propriétés, si bien qu'on le qualifie de pseudo-bulbe.

En 1991, Leo Blitz et David N.Spergel ont montré que le bulbe présente de profil une forme en X allongée qui ressemble à une cacahuète. Cette structure fut confirmée par l'expérience DIRBE du satellite COBE

Notons qu'on retrouve ce bulbe en X dans plus de 40% des galaxies vues de profil des classes S0 à Sd pour citer parmi les plus connues NGC 128, NGC 3628 et ESO 597-G036 membre de l'amas compact Hickson 87 (HGC87). Cette forme en X est directement liée à la présence d'une barre triaxiale. On y reviendra plus loin (page 3) ainsi que dans l'article consacré à la classification des galaxies.

Ce bulbe présente une masse presque négligeable comparée aux autres composantes. On estime qu'il contient 10 fois moins de matière que le disque mince et représente à peine 5% de la masse visible. Il abrite également un trou noir supermassif dont la masse est proportionnelle à celle du bulbe.

Ce bulbe forme un halo d'environ 1.5 kpc de rayon (5000 a.l.) qui est enveloppé par le disque. Le bulbe est animé d'un mouvement de rotation qu'il acquit dès la naissance de la Voie Lactée entraînant la formation d'une barre nucléaire aux extrémités de laquelle s'échappent les bras spiralés. On y reviendra.

Ci-dessus, la densité de surface du profil de la Voie Lactée calculée en 2013 par G.Ortwin et son équipe révèle la forme en X allongée ou en forme de cacahuète du bulbe central. On distingue également le disque mince (rouge) et le disque épais (vert jusque violet). Ci-dessous à gauche, à partir de ces données et du calcul des positions de 22 millions d'étoiles complétées par les résultats d'autres sondages dans différents rayonnements, on peut dresser un modèle schématique de la Voie Lactée en perspective. La position du Soleil est également indiquée. A droite, un modèle plus précis insistant sur l'importance des deux bras principaux et détaillant le secteur situé du côté du Soleil (partie inférieure) en particulier l'Eperon d'Orion (bras d'Orion) qui est également le mieux connu en raison de sa proximité. Documents G.Ortwin et al./MPE, Robert Hurt/Caltech adapté par l'auteur et Diana Marques.

Le bulbe de la Voie Lactée est constitué d'environ 10 milliards d'étoiles provenant essentiellement du disque mais également capturées au cours de fusions mineures avec d'autres galaxies. Il s'agit essentiellement de vieilles étoiles mais il comprend également quelques étoiles jeunes.

Vu l'abondance des étoiles dans le bulbe, elles présentent une grande variabilité en terme d'abondance en métaux (tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) avec des étoiles très riches (Population II) et d'autres très pauvres (Population I). C'est peut être le signe de leurs origines très différentes ou celui de processus de formation différents. Pour le savoir, il faut quantifier la fraction des étoiles qui résultent de l'évolution interne du disque, des effets de l'attraction gravitationnelle vers le centre et des effets liés aux débris de marées (des fusions mineures avec des galaxies naines). Un technique consiste à déterminer le taux de rotation de toutes les étoiles, un travail rendu difficile par l'extinction interstellaire mais qui a progressé ses dernières années grâces aux nouveaux sondages en infrarouge et les mesures du satellite d'astrométrie Gaia.

En 2016, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Andrea Kunder de l'AIP de Potsdam en Allemagne découvrit que dans un rayon de 2000 années-lumière autour du centre de la Voie Lactée réside une ancienne population stellaire d'étoiles variables RR Lyrae âgées de plus de 10 milliards d'années. Quelque 1000 RR Lyrae ont été découvertes dont il faut à présent mesurer la métallicité pour préciser leur origine. Ces étoiles qui ne représentent que 1% de la masse de la barre nucléaire ne suivent pas les trajectoires oblonges des autres étoiles gravitant dans la barre nucléaire mais présentent de grandes orbites aléatoires et plus ou moins circulaires indiquant qu'elles se sont formées à grande distance du centre de la Galaxie. Elles n'ont donc pas la même origine que les autres étoiles du bulbe, ce qui tend à confirmer qu'elles font partie des premières composantes qui se sont formées dans la Voie Lactée à une époque où elle ne présentait pas encore de barre nucléaire.

B. Le disque mince

Le bulbe est entouré par un disque mince allongé qui comme son nom l'indique présente une faible épaisseur, de l'ordre de 300 pc (1000 a.l.) à hauteur du Soleil. Il présente un rayon caractéristique (distance où la densité est divisée par e=2.72) d'environ 3 kpc (10000 a.l.) mais s'étend dans un rayon de 16 kpc (52000 a.l.). Bien qu'il soit quatre fois plus mince que le disque épais, selon les dernières estimations il est presque aussi massif avec une masse estimée à au moins 6 milliards de masses solaires.

Le disque mince est principalement constitué d'étoiles et le Soleil en fait partie. Ce disque est associé à une composante encore plus fine constituée de gaz composée d'hydrogène neutre, atomique et moléculaire.

Les étoiles se formant uniquement dans les nuages moléculaires, seul le disque mince se renouvelle en permanence. On en déduit que la formation d'étoiles dans la Voie Lactée se produit à un taux moyen de quelques masses solaires par an, ce qui est faible dans l'absolu. On retrouve donc les étoiles les plus jeunes dans le disque mince, bien qu'il contienne quelques représentes âgées de 8 à 10 milliards d'années.

Au fil du temps et des interactions gravitationnelles avec les nuages moléculaires ou les bras spiralés, les étoiles du disque mince voient leur vitesse de dispersion augmenter mais en aucun cas elles quittent le disque mince qui forme une structure de nature et aux propriétés bien spécifiques.

C. Le disque épais

En étudiant les différentes populations d'étoiles dans le voisinage du Soleil, en 1983, G.Gilmore et N.Reid identifièrent pour la première fois le disque épais qui enveloppe le disque mince et le bulbe. Il s'étend horizontalement jusqu'au bord de la Voie Lactée et verticalement entre 1-4.5 kpc (3000 à 15000 a.l.) au-dessus du plan galactique (1.2 kpc ou 4000 a.l. à hauteur du Soleil).

Le disque Galactique s'évase vers l'extérieur, un effet vraisemblablement induit par la rotation de la barre principale, donnant à la Voie Lactée une forme gauchie ainsi que le montre la carte présentée ci-dessous à droite. On retrouve un gauchissement similaire dans la galaxie M31 et ESO-510-13 parmi d'autres mais dont l'origine est parfois liée à l'interaction avec de petites galaxies. En théorie, cette déformation est temporaire et devrait se stabiliser à long terme.

A gauche, représentation globale de la Voie Lactée. Les extrémités du disque sont légèrement gauchies et évasées et s'étendent jusqu'aux limites de l'image. A droite, la carte du disque galactique obtenu à partir de la distribution de l'HI à 21 cm montrant clairement le gauchissement (warping) de la Voie Lactée induit par la barre du disque nucléaire. Documents T.Lombry et IfA/Peter Kalbera/Jürgen Kerp.

Ce disque est principalement constitué d'étoiles et présente une dynamique différente de celle du bulbe ou du disque mince. Il représente des dizaines de milliards de masses solaires.

Les étoiles du disque épais sont toutes âgées d'environ 12 milliards d'années. Elles présentent 4 à 5 fois moins de fer que les étoiles du disque mince. En revanche, elles sont plus riches en éléments dits "alpha" (éléments issues des réactions alpha et triple alpha de nucléosynthèse) comme l'oxygène ou le magnésium, ce qui permet de préciser leur origine et la manière dont elles se sont formées.

En le comparant à celui des autres galaxies, on estime que le disque épais s'est formé durant la toute prime jeunesse de la Voie Lactée, il y a plus de 12 milliards d’années, à une époque où il contenait jusqu'à 50% de gaz supplémentaire. Aujourd'hui une partie de ce gaz a participé à la formation des étoiles tandis que le reste constitue le milieu interstellaire.

Comme le disque mince, le disque épais est en rotation mais elle moins rapide et la dispersion des vitesses des étoiles y est plus grande que dans le disque mince. En revanche, étant de nature et d'origine différentes, les deux composantes ne se mélangent pas.

D. Le halo stellaire et de gaz chaud

Comme toutes les galaxies, la Voie Lactée est entouré par un halo stellaire, une zone sphéroïde centrée sur le bulbe qui s'étend dans un rayon visible pouvant atteindre 80 kpc (260000 a.l.), donc bien au-delà du disque épais de la Voie Lactée. Mais nous verrons qu'en réalité il est encore plus vaste.

Jusqu'aux années 2000, à peu de choses près on pensait que ce halo était statique et ne contenait que des étoiles et des amas globulaires. Or, au cours des dernières années, la dynamique et la chimie du halo ont totalement été revues suite à la détection de gaz chaud, de queues de marée et de nouvelles estimation de sa masse.

A gauche, schéma du profil de la Voie Lactée avec son bulbe en forme de X ou de cacahuète et son halo stellaire. A droite, aspect général de la bulle de gaz chaud qui fut probablement émise il y a 6 millions d'années par le trou noir supermassif situé au coeur de la Voie Lactée. Documents T.Lombry.

Le halo stellaire n'a pas de structure homogène. Il est constitué d'un mélange de matière visible et invisible, de gaz chaud ainsi que d'énergie sombre qui interagissent avec la masse de la Voie Lactée.

Selon une étude publiée en 2016 par Fabrizio Nicastro du Centre d'Astrophysique Harvard-Smithsonian et son équipe, le halo contient 65 milliards de masses solaires visibles faites d'étoiles, de poussières et de gaz froid et le double soit 135 milliards de masses solaires invisibles.

Le halo de gaz chaud est très peu dense et présente une température de 2 millions de degrés, émettant des rayons X de faible énergie (voir plus bas). Il s'étend dans un rayon d'environ 200 kpc soit 650000 années-lumière et représente une masse de 130 milliards de masses solaires. Autrement dit, la masse "manquante" ou plutôt cachée d'origine baryonique (la matière ordinaire) de la Voie Lactée se trouve bien là, dans le halo.

Nous verrons plus loin que ce gaz chaud n'est pas uniforment réparti mais forme deux immenses "bulles de Fermi" distribuées de part et d'autre du centre Galactique (cf. les bulles pourpres sur le dessin ci-dessus à droite).

Selon les auteurs, au total le halo représente entre 800 millions et un milliard de masses solaires soit moins de 0.15% de la masse totale de la Voie Lactée et 17% de la masse stellaire. Il contient donc autant d'étoiles que le disque Galactique. Ces étoiles évoluent sur des trajectoires totalement désordonnées. Il s'agit d'étoiles de Population II comptant parmi les plus âgées (12 milliards d'années) qui sont également les plus pauvres en métaux (abondance moyenne du fer 30 fois inférieure à celle du Soleil).

Comme le montre le schéma simplifié présenté ci-dessous à gauche, la densité spatiale des étoiles du halo n'est pas régulière mais accuse une chute rapide en périphérie qui suit grosso-modo une loi en 1/R3. Par conséquent, près de la moitié des amas globulaires se trouvent sous le rayon nucléaire, c'est-à-dire autour du bulbe où ils ont été enrichis par des étoiles riches en métaux.

Le halo contient 157 amas globulaires dont certains se situent au-delà du halo visible, à 100 kpc (320000 a.l.) du centre Galactique. On reviendra sur ces objets dans l'article consacré aux nébuleuses et amas stellaires.

Distribution des amas globulaires dans la Voie Lactée. Près de la moitié d'entre eux se concentrent près du bulbe où ils ont été enrichis par des étoiles riches en métaux. Document extrait de Robert A. Freitas, "Xenology", ch.4, 1979 et Bruce MacEvoy.

Le halo stellaire comprend également les deux Nuages de Magellan (SMC et LMC) et leurs queues de marée ainsi que la galaxie naine elliptique du Sagitaire, SagDEG et le courant stellaire qui l'accompagne. Des simulations ont montré que cette galaxie naine a effectué plusieurs fois le tour de la Galaxie à une distance qui varie entre 15 et 60 kpc (48500 et 195000 a.l.) du centre Galactique.

Grâce à l'analyse spectrale du gaz chaud du halo, en particulier de la raie OVII qui émet en rayons X à 570 eV soit 2.16 nm, l'astronome Edmund Hodges-Kluck et ses collègues de l'Université du Michigan ont découvert en 2016 que ce gaz loin d'être statique comme on le croyait jusqu'à présent tourne autour du centre Galactique avec une vitesse d'environ 183 km/s, voisine de celle des étoiles du disque qui est de ~250 km/s.

Les découvertes du gaz chaud et de la rotation du halo sont importantes car cela signifie que le halo participe activement à la formation de la Voie Lactée et est probablement à l'origine d'une grande partie de la matière contenue dans le disque Galactique. Nous verrons au dernier chapitre, quand nous aborderons la formation de la Voie Lactée, que plusieurs théories ont été proposées pour tenter expliquer l'origine du disque, du bulbe et du halo stellaire.

E. Le halo froid d'hydrogène diffus

Il y a encore une génération, les astronomes pensaient que ces différentes composantes représentaient l'ensemble des objets constituant la Voie Lactée, même s'ils se doutaient qu'il restait des "variables cachées" comme la matière et l'énergie sombre.

Mais au cours des différents sondages de l'espace profond, pendant qu'ils analysaient les spectres de millions d'objets situés au-delà de notre Galaxie et en particulier les Nuages de Magellan, le halo d'étoiles distantes, les quasars et les galaxies massives, dès 1991 (cf. B.P. Wakker et H. van Woerden) et beaucoup plus fréquemment depuis les années 2000, les astronomes mirent en évidence la présence de faibles raies d'hydrogène (HI et HII), d'oxygène (O VII, O VIII), du calcium (raies H et K), du sodium (raie D) et d'autres éléments qui semblaient parasiter les spectres, sous-entendant qu'il s'agissait d'une composante située à proximité de la Voie Lactée, dite circumgalactique.

Document ESO/L.Calçada adapté par l'auteur.

Fait intéressant, ces observations allaient dans le sens des simulations qui prédisaient l'existence d'une telle composante dans les halos galactiques.

Déjà en 2014, Guangtun Zhu et ses collègues avaient découvert un halo de gaz froid autour des galaxies rouges lumineuses (LRG). Il était donc envisageable que la Voie Lactée dispose également d'un halo de cette nature. Restait à présent à le localiser et l'identifier, une tâche plutôt longue et fastidieuse.

Grâce au télescope de 2.5 m de la fondation Sloan dédié au sondage SDSS installé au Nouveau-Mexique, l'astrophysicien Huanian Zhang de l'Université d'Arizona et son collègue Dennis Zaritsky ont réanalysé les spectres de 732225 galaxies et découvert que cette composante produit une absorption très faible représentant dans les spectres des galaxies moins de 0.78% du flux près de la raie de l'hydrogène alpha. Sachant que le gaz froid interstellaire comme intergalactique se compose essentiellement d'hydrogène neutre (HI) qui n'émet pas dans la raie de l'hydrogène alpha, typique d'un milieu ionisé (HII), les chercheurs en ont déduit que ce gaz composé d'hydrogène neutre et ionisé se situe à courte distance. Mais où exactement ? Pour le déterminer, les chercheurs ont mesuré cette composante dans différentes directions pour vérifier d'une part sa distribution spatiale et d'autre part si les raies spectrales étaient ou non influencées par des effets locaux comme par exemple la présence du trou noir supermassif Sgr A* qui décalerait légèrement sa longueur d'onde ou s'il résidait à plus grande distance, ne subissant aucun effet local autre que l'effet apparent du déplacement de la Terre et du Soleil. Les chercheurs ont finalement conclu que l'hydrogène n'était pas influencé par des effets locaux et constituait une masse a priori diffuse principalement située dans le halo Galactique.

En résumé, ce halo d'hydrogène est une composante froide inconnue jusqu'ici qui vient ajouter sa contribution à la "masse manquante" de la Voie Lactée. Cette découverte qui fut publiée dans la revue "Nature Astronomy" en 2017

A l'avenir, les chercheurs espèrent déterminer sa distribution et sa densité précise toujours à partir de l'analyse spectrale des objets lointains dont la présence s'est avérée très utile pour détecter ce gaz froid d'origine locale.

4. Les courants stellaires

Sous l'effet de l'attraction générée par l'ensemble des étoiles du bulbe, du disque et de la masse de gaz moléculaire, les composants du halo peuvent être perturbés gravitationnellement, entraînant une déviation de la trajectoire des étoiles et du gaz alentour, formant des courants stellaires ainsi que des queues de marée.

Un exemple de ce processus nous est donné par le courant du Sagittaire associé à la galaxie naine SagDEG. Un phénomène similaire se produit avec les deux Nuages de Magellan qui étendent deux grandes queues de marée constituées de matière diffuse - le courant Magellanique et le courant principal (Leading stream) - vers la Galaxie comme on le voit ci-dessous (1re ligne).

A consulter : DES DR1 Release

Ci-dessus, les queues de marée du courant Magellanique entourant les deux Nuages de Magellan. Documents SCIRO et J.Kerp/U.Bonn. Ci-dessous, à gauche, les 11 courants stellaires découverts dans la Voie Lactée grâce au sondage Dark Energy Survey (DES). A droite, agrandissement d'une photo montrant quelques uns de ces courants stellaires, seules traces résiduelles de petites galaxies absorbées par la Voie Lactée. Documents DES.

Notons qu'en 2018, l'équipe de Sergey Koposov de l'Université de Cambridge collaborant au sondage Dark Energy Survey (DES) découvrit une galaxie naine dénommée Hydrus 1 dans le nuage diffus reliant les deux Nuages de Magellan. Elle complète la liste des 9 objets ultra-faibles comprenant 3 galaxies naines découverts par la même équipe en 2015, ajoutant ainsi 10 galaxies satellites à la Voie Lactée.

Quelques mois auparavant, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Matias C. Kind de l'Université d'Illinois annonça la découverte de 11 courants stellaires correspondant aux résidus de petites galaxies ayant été absorbées par la Voie Lactée dont un schéma est présenté ci-dessus à gauche (2e ligne). Cette découverte publiée sur le site du Fermilab (PDF sur arXiv) est le résultat de l'analyse des images du ciel de l'hémisphère Sud prises en lumière blanche et infrarouge entre 2013 et 2016 au moyen du télescope Blanco de 4 m de diamètre du CTIO installé au Chili qui photographia le ciel entre les latitudes galactiques +5°N/-65°S et les longitudes galactiques de +110°/-60°. Ces courants stellaires couvrent un champ de 5000 degrés carrés soit 1/8e de la totalité du ciel. Comme on le voit sur la photo présentée ci-dessus à droite, d'une coloration jaune, bleue ou rouge, ces courants stellaires ressemblent à de fines agglomérations étirées d'étoiles à la limite de la sensibilité des capteurs CCD.

Ces courants cosmiques ont vraisemblablement été formés lors de la fusion de galaxies naines avec la Voie Lactée car chacun présente une nature et une dynamique différente en terme d'homogénéité, vitesse, métallicité, âge, etc. La présence de ces courants et de ces queues de marée expliquent la nature du halo qui est en partie composé des étoiles abandonnées par ces courants stellaires.

Les sondages effectués au moyen des radiotélescopes n'ont pas révélé de halo radioélectrique dans le sens perpendiculaire à la Voie Lactée. En revanche, comme beaucoup de galaxies, elle présente un champ magnétique globalement horizontal, orienté dans le sens du disque épais qui maintient la structure des bras spiralés. Le même phénomène s'observe dans la galaxie M33.

Prochain chapitre

Structure spiralée

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[4] J.Milton, "Le Paradis Perdu" (1667), Belin, 1990, VII, v575, p317.


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