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La Voie Lactée

Formation de la Voie Lactée (V)

Nous avons expliqué précédemment comment la théorie des ondes de densité, de la corotation, l'effet des champs magnétiques et la matière sombre (ou noire) participent à différents degrés à la formation et l'évolution de la Voie Lactée, des bras spiralés et des barres. Toutefois, ces différents mécanismes n'expliquent pas totalement comment la Voie Lactée s'est formée et est devenue une galaxie spirale ni l'origine de ses différentes composantes.

Mécanismes séculaires et fusions

On estime que la Voie Lactée s'est probablement formée environ 1 milliard d'années après le Big Bang, à partir d'un nuage de gaz dense protogalactique essentiellement constitué d'hydrogène. Les processus d'accrétion, de refroidissement et d'effondrement de ce gaz sous forme d'étoiles et d'une structure spiralée enveloppée dans un halo se sont ensuite déroulés très lentement, sur une période qui dépasse 10 milliards d'années comme l'explique très bien l'article de Cristina Chiappini repris ci-dessous.

A lire : The Formation and Evolution of the Milky Way (PDF), C.Chiappini, Obs.Trieste, 2001

également disponible sur le site de G.Djorgovski

Gaia-ESO Survey, 2013

A propos de l'évolution stellaire de la Voie Lactée et sa métallicité

L'effondrement monolithique de la Voie Lactée

1. Un nuage de gaz froid en rotation et pauvre en métaux commence localement à s'effondrer sous l'effet de la gravité mais l'effet est peu sensible car le gaz est très léger.

2. Un milliard d'années plus tard, les étoiles et les amas globulaires se forment dans le halo avant l'effondrement gravitationnel du disque ou se forment ailleurs.

3. Le disque se forme par accrétion, friction dynamique et migration d'étoiles sous l'effet de la résonance de corotation. Beaucoup d'étoiles se forment à partir du gaz interstellaire enrichi de métaux formés au cours de l'explosion des étoiles des génération antérieures.

4. Il y a ~8 milliards d'années, la Galaxie présentait déjà une forme spirale mais était deux fois moins étendue qu'aujourd'hui. Doc T.Lombry.

Selon des simulations effectuées par Frédéric Bournaud et Françoise Combes notamment, suite aux instabilités gravitationnelles et sous l'effet de la friction dynamique, le gaz se serait d'abord fragmenté en quelques centaines de millions d'années, donnant à la Galaxie un aspect grumeleux, tandis que le bulbe se serait formé en un milliard d'années.

Concernant les bras spiralés, selon les modèles, à partir d'un disque homogène en rotation composé de gaz et d'étoiles, on estime que les premières ébauches visibles des bras sont apparues à une distance d'environ 9 kpc (30000 années-lumière) du centre de la Voie Lactée 0.9 milliard d'années après sa formation à partir de la protogalaxie. Au total, il faudra environ 1.8 milliard d'années pour que les bras spiralés soient totalement formés.

Mais à l'image de toutes les galaxies de ce type, étant donné que son disque a continué d'accumuler le gaz transféré du halo jusqu'à aujourd'hui, les parties extérieures de son disque continuent de s'étendre, ce qui explique que sa longueur exacte est imprécise. Si la Voie Lactée était donc déjà assez semblable à aujourd'hui il y a plus de 8 milliards d'années, depuis la dimension horizontale de son disque a doublé.

Jusqu'à présent, on pensait que la structure de la Voie Lactée n'avait jamais été perturbée par d'importantes forces extérieures et devait sa forme à sa seule dynamique interne. Mais dans une étude publiée en 2011, Chris W. Purcell et son équipe ont simulé la chute de la galaxie naine du Sagittaire sur la Voie Lactée. Leur simulation a montré que son impact a pu former les bras spiralés, influencer la barre primaire et produire un disque extérieur évasé. Deux anneaux gauchis émergent vers le centre antigalactique qui rappellent les arcs qu'on observe dans la même latitude galactique de la Voie Lactée. Depuis de nombreuses simulations ont validé cette hypothèse.

Simulations réalisées par C.Purcell et son équipe en 2011 de la fusion d'une galaxie naine similaire à celle du Sagittaire en version "légère" et "massive" sur une période d'environ 1.8 milliards d'années. En fonction de sa masse, on observe un évasement et un "wrapping" (gauchissement) des bords de la Voie Lactée ainsi que la formation d'un arc près du pôle galactique. Au centre, le résultat actuel de la fusion avec une galaxie naine "légère", environ 2.65 milliards d'années avec la phase initiale.  Documents C.Purcell et al./Nature adaptés par l'auteur. A droite, illustration basée sur des simulations de la fusion de quelque 50 galaxies naines avec la Voie Lactée au cours des 10 derniers milliards d'années. Ces interactions ont laissé des courants de marée dans le halo. Ils se situent aujourd'hui entre 13000 et 130000 années-lumière du Soleil. Document NASA/JPL-Caltech, Robert Hurt/SSC.

Les résultats de ces études montrent que la morphologie de la Voie Lactée n'a pas une origine purement séculaire (monolithique) et qu'elle connut une longue période de fusions mineures (la Voie Lactée absorbant des galaxies naines) il y a plus de 5 milliards d'années. La fusion de galaxies de faibles masses serait commune dans l'Univers et jouerait un rôle tout aussi important que la dynamique interne. Nous y reviendrons en détail dans l'article consacré aux interactions entre galaxies.

Âge des petites galaxies satellites

L'équipe de l’Institut de Cosmologie Computationnelle (ICC) de l’Université de Durham et du Centre d’Astrophysique Harvard-Smithsonian (CfA) a découvert des indices prouvant que les plus petites galaxies satellites gravitant autour de la Voie Lactée comptent parmi les toutes premières galaxies formées dans l'Univers. Leur découverte fut publiée dans l'"Astrophysical Journal" en 2018.

Simulation de la distribution des galaxies satellites en orbite autour d'une grande galaxie, telle que prédite par le modèle cosmologique ΛCDM. Les cercles bleus indiquent les galaxies satellites les plus lumineuses, les cercles blancs les galaxies satellites très pâles. Certaines se formèrent ~100 millions d'années seulement après le Big Bang. Document Projet Auriga de l'ICC/U.Durham/CfA, HITS et PMA/MPG.

Les résultats du groupe de recherche suggèrent que les galaxies naines dont Segue-1, Bootes I, Tucana II et Ursa Major I comptent parmi les toutes premières galaxies qui se sont formées à partir des nuages protogalactiques froids installés au coeur même des halos de matière noire.

Rappelons que cette phase de refroidissement, connue sous le nom des "Âges Sombres" cosmiques, commença vers 300000 ans après le Big Bang et se serait terminée vers 700000 ans. Finalement, le gaz qui s'était refroidi à l'intérieur des halos est devenu instable et commença à former les premières étoiles ainsi que les premières galaxies, mettant un terme aux Âges Sombres.

Sownak Bose, postdoctorant au CfA, en collaboration avec Alis Deason et Carlos Frenk, directeur de l'ICC de l'Université de Durham, ont identifié deux populations de galaxies satellites gravitant autour de la Voie Lactée. La première comprend une population très pâle constituée des galaxies qui se sont formées pendant les Âges Sombres. La seconde comprend une population un peu plus brillante constituée de galaxies qui se sont formées des centaines de millions d'années plus tard, lorsque l'hydrogène ionisé par le rayonnement ultraviolet intense émis par les premières étoiles était capable de se refroidir pour former des halos de matière noire plus massifs.

Fait remarquable, l’équipe découvrit qu’un modèle de formation de galaxie qu’ils avaient développé précédemment correspondait parfaitement avec les données, leur permettant de déduire les temps de formation des galaxies satellites.

Selon Carlos Frenk, "trouver les premières galaxies qui se sont formées dans notre univers en orbite autour de la Voie Lactée est l’équivalent astronomique de trouver les restes des premiers humains Terre : c'est très excitant".

Cette découverte renforce le modèle cosmologique ΛCDM dont Frenk est l'un des inventeurs dans lequel les particules élémentaires formant la matière noire influencent l'évolution cosmique et la dynamique des galaxies. Le rayonnement ultraviolet intense émis par les premières étoiles ionisa les atomes d'hydrogène restants, rendant difficile le refroidissement de ce gaz et la formation de nouvelles étoiles.

Le processus de formation des galaxies s'est alors interrompu et aucune nouvelle galaxie n'a pu se former pendant un milliard d'années.

Finalement, les halos de matière noire sont devenus tellement massifs que même le gaz ionisé a pu se refroidir. La formation des galaxies a repris, aboutissant à la formation de galaxies lumineuses imposantes comme la Voie Lactée ou M31.

Cette étude a mis évidence la complémentarité entre les prédictions d'un modèle théorique et les données réelles. Au début des années 2000, les plus petites galaxies à proximité de la Voie Lactée seraient passées inaperçues. Avec la sensibilité croissante des recensements actuels et futurs des galaxies, une véritable mine de petites galaxies est apparue, permettant aux astrophysiciens de tester des modèles théoriques dans de nouveaux régimes.

Origine et formation du disque, du bulbe et du halo

Si on comprend globalement comment s'est formée la Voie Lactée ou toute autre galaxie, quelle est la nature et comment évolue chacune de ses composantes, leur origine fait encore l'objet de nombreuses hypothèses.

Les simulations sont une aide précieuse car elles permettent de comprendre globalement comment se forme une galaxie à partir d'une nappe informe de gaz léger avec ou sans étoiles et en tenant compte ou non de mécanismes d'accrétions et autres résonances. Grâce à ces simulations, on peut rapidement classer les théories en différentes hypothèses plus ou moins réalistes et probables et identifier de suite les modèles irréalistes qui ne sont pas conformes aux observations.

Dans un article publié en 1995 dans la revue "Astronomy & Astrophysics" (en PDF sur arXiv), l'astronome canadien Sidney van den Bergh nous rappelle que de nombreuses théories ont été proposées pour expliquer l'origine du disque, du bulbe et du halo de la Voie Lactée. Passons en revue ces différentse hypothèses à la lumière des récentes découvertes.

1. Origine du disque

L'origine du disque épais (et indirectement du disque mince) a fait l'objet de nombreuses études, parmi lesquelles on peut relever quatre solutions :

- par accrétion, effet de marée et fusion mineure de galaxies naines. Cette théorie implique que nous devrions retrouver des traces de ces évènements dans le disque et dans le halo stellaire, ce qui est effectivement le cas (par ex. Sag DEG). Mais suite à ces fusions, on devrait également observer des déplacement stellaires en tout sens dans le disque et des trajectoires excentriques, ce qui n'est pas le cas et écarte sérieusement cette hypothèse.

- par chauffage (friction dynamique) du gaz du disque mince lors des fusions avec des galaxies assez massives. Cette théorie exige des mergeurs ayant une masse d'au moins 20% de celle de la Voie Lactée. Ce mécanisme impose leur fusion avec le disque mais également avec le bulbe, le rendant plus massif, ce qui n'est pas le cas.

- par migration radiale des étoiles sous l'effet de la résonance de corotation, le disque épais se formant à partir du disque mince et tournant dans le même sens que ce dernier. Nous avons expliqué que cette théorie est conforme aux observations concernant la migration des étoiles vers l'extérieur et le gradient d'abondance en métaux mais elle suppose aussi l'existence d'un mécanisme qui réalimente le disque mince, par exemple par de nouvelles fusions mineures.

- par formation in situ lorsque la Galaxie s'est formée à partir d'un nuage de gaz protogalactique. Cette théorie impose soit un disque de gaz primordial très épais soit une Galaxie très riche en gaz lors de sa formation et un milieu interstellaire très turbulent et donc instable. Par friction dynamique, les fragments condensés de gaz auraient également pu migrer vers le centre et former le bulbe.

En résumé, les trois dernières hypothèses sont plus probables à différents degrés que la première et ont probablement joué un rôle ou continuent à modeler la forme de la Voie Lactée et influencer son évolution.

A gauche, au centre et au-dessus à droite, résultat de 9 mois de simulation de la distribution des étoiles de la Voie Lactée. Cela représente 1.4 million d'heures CPU et 18.6 millions de particules-tests représentant le gaz, les étoiles et la matière noire simulés grâce au modèle ERIS tournant sur le superordinateur PLEIADES de la NASA. A gauche, les étoiles jeunes sont en bleu et les étoiles âgées en orange. Au centre, les simulations de la Voie Lactée en optique (gauche) et en lointain infrarouge (droite). A droite, simulation de la Voie Lactée (au-dessus) comparée à l'image composite RGB (bandes JHK) réalisée dans le cadre du programme 2MASS et comprenant 95.8 millions d'étoiles jusqu'à la magnitude 13.5 (K). Documents J.Guedes et al. (2011).

2. Origine du bulbe

L'origine du bulbe doit également être précisée. Il obéit à un mécanisme de formation non classique puisqu'il s'agit d'un pseudo-bulbe. Au moins trois théories peuvent rendre compte de sa formation, certaines étant également plus probables que d'autres :

- par fusions mineures classiques avec des mergeurs. Dans ce cas, la vitesse et la rotation des mergeurs étant aléatoires, le bulbe perdrait finalement son moment angulaire et s'arrêterait de tourner. Ce n'est pas ce qu'on observe et ce mécanisme n'est donc pas la principale cause de son existence.

- par migrations d'étoiles du disque attirées vers le puit gravitationnel central en raison de la résonnance avec la barre. Cela donnerait effectivement naissance à un bulbe en X avec un transfert d'étoiles jeunes vers le bulbe, lui donnant donc une couleur moins rouge que dans le modèle classique

- par formation in situ primordiale par fragmentation des nuages de gaz suivie par leur accrétion puis leur condensation au centre de la protogalaxie. Ce mécanisme est possible mais exige que les étoiles aient migré au centre du bulbe avant qu'elles soient perturbées par les différents phénomènes astrophysiques. En effet, outres les perturbations gravitationnelles auxquelles le gaz est très sensible, les vents cosmiques générés par l'explosion des supernovae a toute les chances de disperser les nuages de gaz protostellaires avant que naissent les protoétoiles ou avant que ces fragments de gaz n'arrivent au centre de la Galaxie.

La Voie Lactée présente un pseudo-bulbe peu massif et ne semble pas avoir connu de fusion importante depuis quelques milliards d'années. C'est également le cas de la majorité des galaxies qui présentent un bulbe très modeste ou un pseudo-bulbe. Elle n'ont donc pas connu de fusion majeures.

Selon les sondages du ciel profond, environ 10% des galaxies seulement ont connu des interactions et des fusions au cours des derniers 7 milliards d'années, ce qui est très peu.

Ce constat élimine donc la première théorie. La troisième étant peu probable, il faut considérer que le bulbe de la Voie Lactée comme celui de la plupart des galaxies spirales s'est formé par migration de matière du disque plutôt que par fusion de galaxies.

3. Origine du halo

L'origine du halo stellaire est également controversée. En se basant sur les propriétés des étoiles du halo (dispersion des vitesses, abondance des éléments), en 1962 la première idée des astronomes Olin Eggen, Donald Lynden-Bell et Alan Sandage fut de supposer que la Voie lactée s'était formée par "collapse dissipatif", c'est-à-dire effondrement gravitationnel du gaz constituant le halo : c'est le scénario ELS.

Dans ce scénario, le halo contenait de l'hydrogène qui s'est progressivement effondré en formant un disque renflé en son centre et en rotation qui donna naissance à la Voie Lactée. On retrouverait les étoiles les plus jeunes au centre du disque mince et les plus âgées présentant une faible abondance en éléments lourds en périphérie du halo.

Or on découvrit par la suite suffisamment de contre-exemples pour rejeter cette théorie. En 1977, au cours de la conférence intitulée "The Evolution of Galaxies and Stellar Populations" donnée à Yale, Leonard Searle rejeta cette théorie en expliquant qu'il existait des amas globulaires très âgés présentant tout un gradient d'abondances sans rapport avec leur distance au centre de la Voie Lactée. Son observation fut confirmée la même année par les simulations d'Alan Toomre et par la suite pour d'autres types d'étoiles, donts les variables RR Lyrae en 1991.

Par la suite on découvrit des queues de marée dans le halo (celles des Nuages de Magellan puis de SagDEG) suggérant que le halo était plutôt le résulat des interactions de la Voie Lactée avec de petites galaxies.

Quelle théorie retenir : l'effondrement global ou l'accrétion de matière dans un contexte cosmologique ? Une nouvelle fois, seules les simulations peuvent orienter les chercheurs vers l'une ou l'autre solution plus probable que l'autre.

On peut déjà rapidement évaluer si le halo est homogène et isotrope, ce qui serait un indice de la présence ou non de courants de marée. Les observations indiquent que le degré d'inhomogénéité atteint environ 50%; autrement dit la moitié des étoiles présentent une distribution homogène. Mais cela ne plaide pas en faveur de l'effondrement car en plus de 10 milliards d'années, les composantes du halo et notamment les filaments et autres queues de marée ont eu tout le temps de se relaxer et de retomber de manière homogène sur le disque. Pour valider le scénario ELS, il faut aller plus loin et quantifier les inhomogénéités existentes et ensuite les modéliser.

Que nous apprennent les simulations ? Aux dernières nouvelles, environ 10% des étoiles du halo auraient pu se former sur place, sans bénéficier d'accrétion extérieure.

On en conclut donc temporairement que la plus grande partie du halo s'est formée par la fusion de petites galaxies avec la Voie Lactée, le disque contribuant également à libérer une certaine quantité de matière (gaz, poussières et étoiles) dans le halo.

Pour affiner ces conclusions et valider ces modèles, il faut disposer de plus de données, en particulier du relevé des positions, mouvements propres et vitesses radiales d'un plus grand nombre d'étoiles; c'est la mission du satellite d'astrométrie Gaia lancé en 2013 qui doit cataloguer 1 milliard d'objets célestes jusqu'à la magnitude 20. Le catalogue Gaia est attendu vers 2020. Ce jour là, les astronomes pourront simuler l'évolution de la Voie Lactée depuis sa formation en tenant compte de plusieurs milliards de particules-tests représentant les propriétés réelles des étoiles de la Voie Lactée et non plus définies et distribuées au hasard dans un nuage de points, complété par les paramètres des centaines de nébuleuses et nuages moléculaires déjà répertoriés. On reviendra sur les découvertes de Gaia en dernière page.

La matière noire

Deux modèles (séparés par la ligne blanche) de la distribution de la matière noire dans le halo d'une galaxie comme la Voie Lactée. A gauche, une matière noire froide non active produit de nombreuses galaxies naines satellites. A droite, l'interaction de la matière noire avec d'autres particules dont celles du rayonnement réduit le nombre de galaxies naines satellites autour de la Voie Lactée. Document C.Boehm et al./U.Dunham (2014).

Nous avons vu à propos de la courbe de rotation des galaxies qu'une grande partie de sa substance est indétectable mais contribue à leur dynamique en maintenant un taux de rotation élevé jusqu'à de grandes distances du noyau galactique. Par ailleurs, en faisant l'inventaire du contenu de l'Univers, on constate que toutes les étoiles et toutes les formes de matière représentent à peine 32% de l'Univers et donc que près des deux-tiers sont composés de matière et l'énergie sombre.

Qu'est-ce que la matière noire ? En résumé, on ignore quelle est la nature de la matière noire mais par élimination, on sait ce qu'elle n'est pas : ce n'est pas de la matière ordinaire car elle n'interagit pratiquement pas avec les baryons. Comme on le voit sur les deux simulations présentées à droite, une composante non active contribue à créer plus de galaxies naines satellites qu'une composante qui interagit avec la matière. Ce n'est pas non plus du rayonnement car elle est différente du halo X chaud et diffus, différente de l'énergie sombre et elle n'émet apparement sur aucune raie spectrale.

Enfin, même si elle possédait un champ électromagnétique (qui permettrait d'agglomérer les particules ou de les maintenir dans le champ de force), la matière noire n'y est pas sensible (bien que certains auteurs évoquent un champ électromagnétique "noir" mais ceci est purement spéculatif).

La matière noire serait composée de particules faiblement interactives telles que les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) parmi d'autres hypothèses, des particules qui se seraient formées aux débuts de l'Univers.

Selon les modèles, on pourrait observer les WIMPs lors d'une diffusion sur un nucléon au cours de différentes expériences nucléaires, elles pourraient être produites lors de collisions dans le LHC du CERN ou contribuer au flux de rayons cosmiques par leur annihilation ou leur décroissance.

Parmi les différentes particules candidates pouvant produire des WIMPs par annihilation ou décroissance, les rayons gamma (5-300 GeV) sont les plus intéressants car ils se propagent sans subir les perturbations par le champ magnétique interstellaire et conservent l'information spatiale de leur source d'émission. Notons qu'en 2017, Natthakan Thanapreechanan de l'Université de Mahidol en Thaïlande publia justement une étude sur ce type de recherche à partir des données du satellite Fermi-LAT.

Selon les simulations, la matière noire enveloppe chaque galaxie dans un halo sphérique. On peut alors se demander pourquoi cette matière noire ne s'effondre pas sur le coeur de la Voie Lactée ? Comme les amas globulaires et les premières étoiles, ce halo de matière noire s'est formé avant l'effondrement du disque et est donc resté diffus. De plus, la matière noire interagit très peu avec elle-même et avec la matière ordinaire. Or les particules perdent leur impulsion ou moment angulaire (qui est proportionnelle à la vitesse et la distance auxquelles elles gravitent autour du centre galactique) en interagissant avec d'autres particules. Par ailleurs, à l'inverse du disque galactique, le champ gravitationnel du halo est très faible.

Selon les lois de la physique pour perdre une grande partie de leur moment angulaire, les particules doivent être très proches du coeur de la Voie Lactée (où de son trou noir supermassif). Si elles conservent leur impulsion, cela signifie qu'elles sont peu inflencées par le champ gravitationnel ou qu'elles se déplacent rapidement. Pour les particules ordinaires, ce n'est pas un problème : lorsqu'elles se rapprochent du coeur de la Voie Lactée, elles se heurtent et subissent des frictions mutuelles, perdant leur énergie de rotation et leur impulsion de sorte qu'elles sont attirées vers le centre (à condition qu'au départ elles soient suffisamment proches du centre Galactique) dans un mouvement progressivement amorti. Mais par nature, les particules de matière noire n'interagissent pas ou peu. Autrement dit, elles ne peuvent pas perdre leur impulsion et se rapprochent rarement du coeur de la Voie Lactée et de son trou noir supermassif. Bref, quelle que soit la quantité de matière noire présente dans la Voie Lactée (ou toute autre galaxie), elle ne contribue pas à la densité du coeur et n'alimente pas le trou noir supermassif Sgr A*.

Dernier chapitre

Les découvertes de Gaia

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