le milieu interstellaire et la galaxie

Les poussières interstellaires

Les énormes étendues qui séparent les étoiles ne sont pas vides comme les astronomes l'ont longtemps pensé. Elles sont en fait remplies de ce que l'on appelle le milieu interstellaire, qui compte pour environ 10 pour cent de la masse totale de matière dans une galaxie, le reste se trouvant dans les étoiles. Ce milieu est essentiellement formé de gaz, mais aussi de poussières et de particules énergétiques, le tout étant immergé dans un champ magnétique. Il est en interaction permanente avec les étoiles qui y naissent, y vivent et y meurent. C'est également en son sein que se produisent les interactions chimiques qui donnent naissance à des molécules très complexes.

La présence de matière dans les espaces interstellaires, déjà suggérée par l'existence de zones sombres dans le ciel, fut clairement démontrée par Robert Trumpler dans les années 1930. Cet astronome américain s'intéressait à la distance de certains amas d'étoiles. En faisant l'hypothèse que tous les amas avaient la même luminosité intrinsèque et la même taille, il utilisait deux méthodes pour déterminer leur distance. L'une s'appuyait sur la mesure de leur diamètre angulaire, l'autre sur la détermination de leur luminosité apparente. Robert Trumpler se rendit compte que les deux méthodes donnaient des résultats similaires pour les amas proches, mais très différents pour les plus éloignés. Dans ce dernier cas, la luminosité apparente était nettement plus faible que ce que l'effet de distance pouvait justifier. La lumière qui nous provenait de ces amas éloignés était donc atténuée lors de son trajet, ce qui ne pouvait s'expliquer que par la présence dans des régions apparemment vides d'un milieu qui absorbait la lumière ou la diffusait.
NGC 1999
Cette nébuleuse par réflexion s'appelle NGC 1999. Elle n'émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l'étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc très sombre. Crédit : NASA/STScI

Nous savons maintenant que ce phénomène, appelé l'extinction interstellaire, est dû à la présence de poussières qui diffusent la lumière. Une partie du rayonnement qui nous provient des amas et de tous les astres éloignés en général est déviée de sa trajectoire et perdue pour nos télescopes, ce qui explique que la luminosité apparente des objets les plus lointains est plus faible que prévue.

Un deuxième phénomène associé à la présence de matière entre les étoiles est le rougissement interstellaire. Celui-ci est dû au fait que la diffusion et l'extinction dépendent fortement de la longueur d'onde et sont plus marquées dans le bleu que dans le rouge. La forme générale du spectre d'une étoile est donc affectée par la poussière interstellaire. L'intensité dans le bleu diminue beaucoup, alors que l'intensité dans le rouge n'est que peu affectée. Pour un observateur terrestre, les étoiles apparaissent plus rouges qu'elles ne sont réellement.

Notons que le même phénomène est en jeu pour le Soleil. L'atmosphère terrestre diffuse plus la lumière solaire dans le bleu que dans le rouge. Lorsque notre étoile est basse sur l'horizon, sa lumière traverse une couche d'air très épaisse, ce qui explique son aspect rougeâtre. La lumière diffusée est quant à elle surtout bleue, ce qui donne à notre ciel sa couleur caractéristique.

Dans certaines conditions, la poussière interstellaire est directement observable. C'est le cas lorsqu'un nuage de poussière se trouve suffisamment proche d'une étoile et diffuse la lumière de celle-ci. Le nuage émet alors un rayonnement bleuâtre caractéristique et l'on parle d'une nébuleuse par réflexion.

Bien qu'elles soient responsables des effets les plus visibles du milieu interstellaire, les poussières ne représentent qu'environ un pour cent de sa masse. Leur nature précise a été déterminée en étudiant la façon dont elles diffusent la lumière des étoiles. Il a ainsi été mis en évidence qu'il s'agit surtout de petits grains solides dont les dimensions sont inférieures à un millionième de mètre. Ces grains sont composés essentiellement de carbone, d'oxygène, de silicium et de fer, et généralement entourés d'une fine enveloppe de glaces d'eau et d'ammoniac.

Les poussières ne se forment pas dans le milieu interstellaire lui-même car celui-ci est bien trop ténu pour que les rencontres de molécules y soient nombreuses. Les poussières se forment en fait dans le voisinage des étoiles en fin de vie, lorsque d'énormes quantités de matière sont éjectées, soit sous forme de vent stellaire, soit lors de l'explosion de supernovae. A bonne distance de l'étoile, la température est suffisamment basse pour que la matière éjectée se retrouve sous forme d'atomes. La densité y est également assez élevée pour que ces atomes puissent s'associer et donner naissance à des molécules complexes, puis à de minuscules grains de poussières. Ceux-ci continuent alors à s'éloigner de l'étoile et finissent par se diluer dans le milieu interstellaire.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Le gaz interstellaire

Si les poussières ont un effet plus visible que le gaz, c'est ce dernier qui constitue 99 pour cent de la masse du milieu interstellaire. Suivant la température et la densité, le gaz, essentiellement de l'hydrogène, se trouve sous forme d'atomes, d'ions ou de molécules.

Hydrogène atomique

Les régions de température et de densité moyennes sont formées d'hydrogène atomique. Sous cette forme, le gaz n'émet pas de rayonnement visible, ce qui complique son étude. Il a donc fallut attendre l'avènement de la radioastronomie pour pouvoir observer ces régions et déterminer leurs propriétés. En effet, l'atome d'hydrogène présente une émission dans le domaine radio à une longueur d'onde de 21 centimètres. Ce rayonnement, lié à une interaction d'origine quantique entre le proton et l'électron qui forment un atome d'hydrogène, a été détecté pour la première fois en 1951. Il a depuis lors permis d'étudier de nombreuses propriétés des régions d'hydrogène atomique comme leur distribution, leur température, leur densité, ainsi que leur mouvement.

Deux types différents de régions remplies d'hydrogène atomique ont été mis en évidence. D'abord des nuages froids à environ 100 kelvins, appelés régions HI. Ces nuages ont chacun une cinquantaine de masses solaires et une densité de l'ordre de plusieurs atomes par centimètre cube. En guise de comparaison, la densité de l'air que nous respirons est d'un milliard de milliards de molécules par centimètre cube. Le deuxième type est un milieu plus chaud à quelques milliers de kelvins mais moins dense, avec moins d'un atome par centimètre cube. C'est dans ce milieu que baignent les régions HI.
Nébuleuse de la tête de cheval
La nébuleuse de la tête de cheval, située à 1400 années-lumière. La nébuleuse rougeâtre est une région HII de gaz ionisé appelée IC 434. La zone sombre est un nuage de poussière appelée Barnard 33. Crédit : ESO/VLT

Régions ionisées

Le milieu interstellaire contient également des régions où l'hydrogène se trouve sous forme d'ions. Électrons et protons ne sont alors plus associés au sein d'un atome, mais sont séparés et libres. Ces régions ont une température moyenne de 10 000 kelvins. Elles ne naissent que dans des environnements très particuliers. C'est par exemple le cas dans le voisinage des étoiles massives émettant de grandes quantités de rayons gamma ou bien dans des régions traversées par une onde de choc. Une autre possibilité concerne la matière éjectée lors d'une explosion de supernova. Comme nous l'avons vu, le gaz de l'étoile est éjecté à très grande vitesse. Lorsque ce gaz rencontre le milieu interstellaire, des forces de friction apparaissent qui chauffent le gaz et l'ionisent. Ce processus conduit à des filaments brillants qui forment une magnifique coquille autour du reste de l'étoile.

Des conditions encore plus extrêmes que les précédentes ont été révélées par les missions spatiales d'observation dans les courtes longueurs d'onde. Celles-ci ont mis en évidence un fond de rayons X provenant de toutes les directions du ciel. Ce fond diffus est lié à la présence tout autour de nous d'un gaz très chaud, à plus d'un million de kelvins, appelé le gaz coronal. Son origine est probablement liée aux explosions de supernovae car lors d'un tel événement, une bulle de gaz peu dense mais extrêmement chaude, apparaît et s'étend autour de l'étoile. Il est probable que de nombreuses bulles de ce type existent dans le voisinage du Soleil et que la somme de leur rayonnement est à l'origine du fond diffus dans les rayons X.

Les missions spatiales ont en particulier mis en évidence la Bulle Locale, une région de 100 parsecs de diamètre, qui contient le Soleil et dans laquelle la densité de gaz est plus faible qu'en moyenne. Certains astronomes pensent que cette bulle est liée à l'explosion d'une supernova proche dont le pulsar de Geminga, une source très intense de rayons gamma, est le possible résidu.

Hydrogène moléculaire

La dernière forme sous laquelle la matière interstellaire peut se présenter est le nuage moléculaire, dans lequel les atomes se sont associés pour former des molécules. La température de ces nuages se situe à une dizaine de degrés du zéro absolu et leur densité est de l'ordre du millier de molécules par centimètre cube. Constitués essentiellement d'hydrogène moléculaire (H2), ces nuages sont difficiles à observer. En effet, l'hydrogène sous forme de molécule n'émet pas de rayonnement facilement détectable. Il faut donc avoir recours à un autre constituant de ces nuages, le monoxyde de carbone (CO), qui émet un rayonnement à des longueurs d'onde de l'ordre du millimètre.

L'étude des nuages moléculaires a commencé au milieu des années 1970. Elle a révélé que la grande majorité de l'hydrogène moléculaire se trouve dans des nuages gigantesques dont la taille est comprise entre 10 et 100 parsecs. Ces nuages moléculaires géants ont une masse entre 100 000 et un million de masses solaires et l'on en dénombre environ 5000 dans notre galaxie.

D'autres observations ont révélé la présence de près d'une centaine de molécules différentes dans ces nuages. On y trouve de nombreuses molécules organiques, en particulier certaines qui sont essentielles à la vie. Les nuages moléculaires contiennent également des poussières. Du fait de leur densité relativement élevée, ces nuages sont opaques et apparaissent donc dans le ciel comme des zones sombre, des trous dans la distribution des étoiles. Un exemple bien connu est la nébuleuse de la Tête de Cheval.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

La formation des étoiles

Il peut paraître étonnant que des ensembles aussi énormes que les nuages moléculaires géants puissent exister car la force de gravité devrait les faire s'effondrer sur eux-mêmes. En fait, plusieurs processus interviennent pour assurer une relative stabilité. D'abord, les étoiles proches réchauffent le gaz des nuages, ce qui se traduit par une agitation des molécules, donc par une force de pression interne qui peut résister à l'effondrement. Ensuite, le nuage n'est pas immobile mais tourne sur lui-même. Les molécules de gaz sont de ce fait soumises à une force centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre du nuage. Enfin, le champ magnétique interstellaire est également à l'origine d'une force contribuant à la stabilité.

Cette situation ne dure cependant pas éternellement car certains facteurs peuvent rompre l'équilibre et déclencher un effondrement gravitationnel. Une première possibilité est le passage du nuage dans une zone de haute densité de matière. Notre Galaxie n'a pas une répartition de matière uniforme mais contient des zones plus denses que la moyenne. Lorsqu'un nuage moléculaire géant traverse une de ces zones, il subit une force de compression qui peut rompre l'équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel. Une autre cause possible est l'explosion d'une supernova. Cet événement donne lieu à une formidable onde de choc qui compresse violemment les régions qu'elle traverse et peut donc provoquer l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. C'est d'ailleurs ce scénario qui est retenu pour expliquer la formation du Soleil.
Barnard 68
Barnard 68, un globule de Bok composé de gaz et de poussière situé à 410 années-lumière. Sa température est de 16 Kelvins, sa masse deux fois celle du Soleil, sa taille 12500 unités astronomiques. Les forces de gravité et de pression sont encore en équilibre, mais les observations montrent que le nuage risque à tout moment de s'effondrer sur lui-même pour donner naissance à une nouvelle étoile. Crédit : ESO/VLT

Fragmentation

Une fois la stabilité rompue, un nuage moléculaire géant ne va pas simplement se contracter. Il commence d'abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Ce processus fut étudié par le physicien britannique James Jeans qui montra au début du siècle qu'un nuage de gaz soumis aux exigences opposées de la force de gravitation et de la pression interne finit par se contracter si sa masse est supérieure à un certain seuil, appelé la masse de Jeans. Ce seuil est d'autant plus faible que le nuage est dense et d'autant plus grand que la température est élevée. Ainsi, un nuage dense se contractera plus facilement qu'un nuage ténu, et, pour une densité donnée, un nuage froid s'effondrera plus aisément qu'un nuage chaud. La masse de Jeans dicte la taille des nuages susceptibles de s'effondrer et ce sont les variations de cette masse critique avec la température et la densité qui déterminent le déroulement des événements après la rupture de l'équilibre.

A l'intérieur du nuage moléculaire géant dont l'équilibre vient d'être rompu, des blocs de la masse de Jeans deviennent indépendants de l'ensemble et commencent à se contracter. Au fur et à mesure de la compression, la densité s'accroît dans chacun de ces blocs, ce qui y fait baisser le seuil critique de Jeans. En conséquence, une nouvelle série de fragmentations commence et chacun des blocs se subdivise lui-même en nuages plus petits et plus denses. La masse de Jeans continue donc à baisser et ainsi de suite. Une succession de divisions se déroule qui donne naissance, à partir d'un nuage géant, à une grande quantité de fragments de plus en plus petits.

Le processus de fragmentation finit par s'arrêter. Jusqu'à présent, les nuages étaient transparents et le rayonnement pouvait donc s'échapper librement. C'est lui qui débarrassait le nuage de son surplus d'énergie. Mais à un certain moment, les blocs de gaz atteignent une densité suffisante pour devenir opaques et empêchent alors le rayonnement d'accomplir sa tâche d'élimination de l'excès d'énergie. Par conséquent, la température du nuage, qui était stable jusque là, commence à monter, ce qui se traduit par une augmentation de la masse de Jeans. Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas, sont alors trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s'arrête.

Naissance d'une étoile

Lorsque la fragmentation s'arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une protoétoile qui continue à se contracter et à s'échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Le rayonnement peut encore partiellement s'échapper. La température reste donc modérée et la lumière de l'étoile se situe dans l'infrarouge. Mais la contraction continue et le gaz devient finalement opaque. La température de la protoétoile atteint alors plusieurs milliers de kelvins et l'astre se met à briller dans le domaine visible. Comme ses dimensions sont encore énormes, la protoétoile est alors extrêmement brillante. A ce stage de sa vie, le protosoleil était par exemple 100 fois plus brillant que de nos jours.

Au centre de l'astre, la densité et la température augmentent de plus en plus. Arrive finalement le moment où la température centrale atteint 10 millions de degrés et où les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène se déclenchent. A ce moment, une énorme quantité d'énergie est produite qui donne naissance à une forte pression interne s'opposant à la force de gravité et stabilisant l'astre. La contraction s'arrête et c'est le début de la vie de l'étoile sur la séquence principale.

La durée de la formation d'une étoile est beaucoup plus courte que sa longévité sur la séquence principale. Elle dépend fortement de la masse de l'étoile considérée. Elle est ainsi de plusieurs dizaines de millions d'années pour une étoile comme le Soleil, mais de moins de 100 000 ans pour un astre de 10 masses solaires.

Notons encore, pour être complet, que toutes les étoiles ne naissent pas dans des nuages moléculaires géants. Certaines, parmi les moins massives, se forment à partir de nuages moléculaires plus petits, dont les dimensions peuvent descendre jusqu'à moins d'un parsec, appelés les globules de Bok.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Etoiles T Tauri, objets Herbig-Haro, régions HII

La formation des étoiles donne lieu à quelques phénomènes très spectaculaires. Fréquemment, l'étoile sur le point d'atteindre la séquence principale perd d'énormes quantités de gaz sous forme de vents stellaires et peut ainsi éjecter une bonne partie de sa masse. L'astre est alors appelé une étoile T Tauri. Cette étape se caractérise par une très forte émission dans le domaine infrarouge car le rayonnement visible de l'étoile est absorbé puis réémis par la poussière relativement froide qui l'entoure.
Objet Herbig-Haro 32
Un exemple d'objet Herbig-Haro : HH 32. Crédit : NASA/STScI

Souvent la formation d'étoiles est également accompagnée d'une éjection de gaz sous forme de deux jets diamétralement opposés. Une explication possible pour ce phénomène est la présence autour de l'étoile d'un disque formé des résidus de la formation. Le gaz éjecté par l'étoile dans le plan du disque est donc bloqué et ce n'est que dans les directions perpendiculaires à ce plan que l'éjection est efficace, d'où la présence de deux jets opposés. Sur la trajectoire des deux jets, on trouve parfois des petites concentrations de gaz et de poussières. Ces régions reçoivent alors une grande quantité d'énergie et se mettent à briller. On les appelle des objets Herbig-Haro et elles peuvent donner lieu à de magnifiques alignements de petites nébuleuses brillantes le long des jets.

Un cas intéressant est celui des étoiles les plus massives, qui subissent un effondrement gravitationnel extrêmement rapide et atteignent donc leur phase stable très vite. Naissent alors des étoiles de type O ou B, très chaudes et très lumineuses. Dans ce cas, une grande partie du rayonnement stellaire est très énergétique et se situe dans l'ultraviolet. Cette lumière chauffe le milieu interstellaire autour de l'étoile. Celui-ci se retrouve essentiellement constitué d'hydrogène ionisé, c'est-à-dire de protons et d'électrons libres. Il arrive néanmoins qu'un électron et un proton libres se rencontrent et réussissent à s'associer pour former un atome d'hydrogène. Ce phénomène s'accompagne de l'émission de photons rouges et la région qui entoure l'étoile se met ainsi à briller. Le résultat est une magnifique nébuleuse appelée une région HII. Comme exemple, on peut citer la fameuse nébuleuse d'Orion, visible à l'oeil nu dans la constellation du même nom.

Les étoiles massives et lumineuses qui se trouvent à l'intérieur d'une région HII constituent ce que l'on appelle une association OB. Généralement ces étoiles sont faiblement liées par la gravitation et se dispersent très vite. Une association d'étoiles à donc une durée de vie très courte, par opposition à un amas qui est constitué d'étoiles liées par la gravitation et subsiste donc beaucoup plus longtemps. Notons encore que les étoiles massives sont à l'origine de forts vents stellaires et d'ondes de chocs qui favorisent la formation stellaire dans les régions voisines.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Les tentatives historiques

La partie la plus fascinante du ciel nocturne - du moins lorsqu'il fait suffisamment sombre pour pouvoir l'observer - est une bande blanchâtre et diffuse qui traverse la voûte céleste : la Voie Lactée. Galilée, en tournant sa lunette vers celle-ci au XVIIe siècle, fut le premier à s'apercevoir qu'il ne s'agissait pas d'une région diffuse. La Voie Lactée est en fait constituée d'une myriade d'étoiles qui se concentrent dans une région du ciel en forme de bande. La concentration est telle que l'oeil humain ne peut plus discerner les étoiles les unes des autres et ne voit plus qu'une bande diffuse.

La forme de la Voie Lactée et le fait qu'elle semble encercler la Terre suggérèrent aux astronomes, en particulier à l'Anglais Thomas Wright au milieu du XVIIe siècle, que le Soleil et les autres étoiles devaient former un système très aplati. Au XVIIIe siècle, le philosophe allemand Emmanuel Kant avança l'idée que la Voie Lactée était un système d'étoiles en forme de disque. En regardant dans la direction du disque, on apercevait un immense nombre d'étoiles qui se confondaient pour donner une impression de bande diffuse. Dans la direction perpendiculaire, par contre, on ne voyait que quelques étoiles proches mais rien au-delà, ce qui donnait cette impression relative de vide.
William Herschel
William Herschel : Hannover, 1738 - Slough, 1822

Les premières tentatives pour aller plus loin furent couronnées d'un succès limité. Dans les années 1780, William Herschel, le découvreur d'Uranus, se lança dans la première analyse quantitative de la structure de la Voie Lactée. Il divisa la voûte céleste en une multitude de régions et compta le nombre d'étoiles visibles dans chacune de ces régions afin d'essayer de reconstituer la forme de la Voie Lactée dans l'espace et de déterminer la position du Soleil par rapport à l'ensemble. Les observations d'Herschel semblèrent montrer que la distribution du nombre d'étoiles dans la Voie Lactée était plus ou moins uniforme et il en conclut que le Soleil se trouvait au centre du disque. Plus tard, au début du XXe siècle, le Néerlandais Jacobus Kapteyn, réalisa une analyse plus poussée et arriva au même résultat. Il s'essaya même à déterminer la taille de la Voie Lactée, qu'il estima à 10 000 parsecs.

Nous savons aujourd'hui que les deux astronomes se trompèrent dans leurs conclusions car ils ne tinrent pas compte de l'effet du milieu interstellaire. Or, comme nous l'avons vu, celui-ci diffuse la lumière des étoiles. Ainsi, à partir d'une certaine distance, le rayonnement d'une étoile est tellement affaibli que nous ne pouvons plus le détecter. En conséquence, nous ne pouvons observer qu'une petite fraction des étoiles de la Voie Lactée, celles qui sont suffisamment proches. Peu importe la position du Soleil, au centre ou pas, Herschel et Kapteyn allaient nécessairement trouver une distribution uniforme d'étoiles car ils ne pouvaient observer que le voisinage du Soleil.

Heureusement pour notre connaissance de l'Univers, le milieu interstellaire n'obscurcit pas las lumière toutes les directions. Le gaz et les poussières interstellaires se trouvent, comme les étoiles, concentrés dans le plan de la Voie Lactée. L'extinction interstellaire est très faible dans les autres directions, ce qui nous permet malgré tout d'observer des objets plus lointains. C'est grâce à cela que les astronomes purent finalement déterminer la forme réelle et la taille de la Voie Lactée, ainsi que la place du Soleil dans l'ensemble.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Harlow Shapley et les céphéides

Les céphéides

En 1912, l'astronome américaine Henrietta Leavitt étudiait les Nuages de Magellan, les deux nébuleuses qui dominent le ciel austral de leur splendeur. La tâche d'Henrietta Leavitt consistait à examiner des plaques photographiques prises à des époques différentes afin de mettre en évidence les étoiles dont la luminosité n'était pas constante au cours du temps. Elle découvrit alors que certaines de ces étoiles, plus tard nommées céphéides, présentaient des variations d'éclat périodiques. Plus intéressant encore, ces étoiles possédaient la propriété suivante : leur luminosité moyenne était d'autant plus grande que leur période était longue et elle ne semblait dépendre d'aucun autre paramètre. Comme toutes ces étoiles appartenaient à l'un ou l'autre des Nuages de Magellan, elles se trouvaient toutes à la même distance de la Terre et cette propriété n'était pas un effet de distance mais bien une caractéristique physique réelle des étoiles.
Harlow Shapley
Harlow Shapley : Nashville, 1885 - Boulder, 1972

Cette propriété des céphéides se révéla d'une grande importance car elle permit aux astronomes de continuer à développer une échelle des distances. En effet, si l'on connaît à la fois les luminosités absolues et apparentes d'une étoile, il est possible de calculer à quelle distance celle-ci se trouve. Mais la difficulté est de déterminer la luminosité intrinsèque de l'étoile. C'est là qu'intervient la relation obtenue par Henrietta Leavitt. Supposons que nous observions deux céphéides de même période, l'une dans un Nuage de Magellan, l'autre dans une région indéterminée. Nous savons que la différence entre les éclats apparents est uniquement un effet de distance puisque deux céphéides de même période ont des luminosités absolues identiques. Connaissant la loi de décroissance de l'intensité lumineuse avec la distance, il est alors très facile de calculer l'éloignement de la région indéterminée par rapport à celui des Nuages de Magellan.

Ainsi, avec les céphéides, les astronomes ont une nouvelle méthode de mesure des distances relatives. Celle-ci permet d'aller bien plus loin que les techniques s'appuyant sur la parallaxe ou le point de convergence car elle s'applique même à des étoiles ne présentant aucun mouvement apparent. Ceci est d'autant plus vrai que les céphéides ont une très grande luminosité intrinsèque, jusqu'à 10 000 celle du Soleil, et sont donc visibles de très loin.

Les amas globulaires

Il restait néanmoins un problème au début du siècle : la distance réelle des Nuages de Magellan n'était pas connue. Toute mesure se faisait donc de manière relative et il n'était pas possible de connaître l'éloignement réel d'un objet. Les céphéides les plus proches n'étaient d'aucun secours car elles étaient déjà trop éloignées pour présenter une parallaxe mesurable.

C'est l'astronome américain Harlow Shapley qui réussit à surmonter cette difficulté. Il utilisa le fait que certaines céphéides présentent un déplacement angulaire mesurable sur une période de temps suffisamment longue. Par un argument statistique simple, il fut en mesure de déduire de ces déplacements angulaires la distance réelle de certaines céphéides, donc également leur luminosité intrinsèque, et put ainsi établir la relation exacte qui liait la période d'une céphéide à sa luminosité absolue. Dorénavant, il suffirait de déterminer la période d'une céphéide pour en déduire sa luminosité intrinsèque. En comparant cette valeur à l'éclat apparent de l'étoile, la distance de l'astre était alors très facile à calculer.

Harlow Shapley appliqua cette nouvelle technique à l'étude des amas globulaires, des ensembles d'étoiles qui peuvent atteindre le million de membres et se distinguent par leur aspect sphérique. La distribution des amas globulaires dans le ciel était très différente de celle des étoiles. Les amas couvraient toute la voûte céleste, pas uniquement une bande comme les étoiles. De plus, cette distribution présentait une nette asymétrie puisque la majorité se trouvaient dans la moitié du ciel entourant la constellation du Sagittaire. Comme les amas globulaires contenaient des céphéides, Harlow Shapley put utiliser sa méthode pour déterminer leur distance. Il put également déterminer leur position réelle dans l'espace et établir une carte à trois dimensions de leur répartition. Le résultat, publié en 1917, montra que les amas se trouvaient à des distances bien plus grandes qu'anticipées, qu'ils étaient distribués de manière sphérique, et que le centre de cette sphère se trouvait très loin du Soleil.

Harlow Shapley fit alors l'hypothèse que les amas globulaires étaient associés d'une manière ou d'une autre à la Voie Lactée. La distribution des amas globulaires et celle des étoiles devaient donc avoir des tailles similaires et un centre commun. L'astronome américain établit ainsi pour la première fois que la Voie Lactée avait une taille gigantesque et, surtout, il délogeait le Soleil de la place centrale que lui avait attribuée Herschel. Les distances d'Harlow Shapley étaient à peu près trois fois trop grandes car il ne prenait pas en compte l'effet de l'extinction interstellaire, mais la vision moderne de la Voie Lactée était née.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

La Galaxie

La Galaxie

La Galaxie est un ensemble d'environ 200 milliards d'étoiles, dont la très grande majorité forme un disque d'environ 25 000 parsecs de diamètre (soit 90 000 années-lumière). Ce disque est très aplati puisque son épaisseur n'est que de quelques centaines de parsecs, soit environ un centième du diamètre. En son centre se trouve une excroissance de 5 000 parsecs de diamètre appelée le bulbe. Un halo sphérique de diamètre légèrement plus grand que le disque englobe le tout. Ce halo contient en particulier les amas globulaires qui permirent à Harlow Shapley de déterminer la taille de la Galaxie.
La Galaxie
Vue d'artiste de la Galaxie d'après des observations en lumière infrarouge et dans les ondes radios. Crédit : CXC/M.Weiss

Le Soleil se trouve à seulement 8 parsecs du plan central du disque, ce qui explique que ce dernier nous apparaissent comme une bande dans le ciel. Notre étoile se trouve à 8 500 parsecs (soit 26 000 années-lumière) du centre de la Galaxie, soit aux deux tiers de la distance du centre aux limites extérieures. Enfin, dans notre ciel, le centre galactique se trouve dans la constellation du Sagittaire.

Le halo et le disque

Les constituants du disque et du halo présentent des propriétés très différentes. Les étoiles du halo sont vieilles, peu lumineuses, rougeâtres et dépourvues d'éléments autres que l'hydrogène ou l'hélium. De plus, le halo est pratiquement dépourvu de gaz et de poussières. Au contraire, les étoiles du disque ont une gamme d'âge et de luminosité bien plus étendue. On y trouve en particulier des associations OB, formées d'astres très jeunes, massifs et lumineux, associés à des régions HII. Les étoiles y sont riches en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Enfin, le disque contient un milieu interstellaire très riche, grâce auquel la formation stellaire continue d'être active.

La très nette différence entre les étoiles du halo et celles du disque a conduit les astronomes à les classer en deux groupes : la population I composée des étoiles du disque et la population II qui regroupe celles du halo. Cette répartition trouve son origine dans l'histoire de la formation de la Galaxie. A l'origine, il y a environ 15 milliards d'années, celle-ci n'était qu'un nuage de gaz sphérique en rotation. Il était alors exclusivement formé d'hydrogène et d'hélium, les seuls éléments qui existaient à cette époque. Sous l'effet de la gravitation, ce nuage s'effondra sur lui-même, tout en s'aplatissant du fait de la rotation. Le résultat final fut un disque aplati, perpendiculaire à l'axe de rotation et contenant la plus grande partie de la masse du système, en particulier son gaz.

Les étoiles de la population II datent de la première phase, ce qui explique leur distribution sphérique et l'absence d'éléments plus lourds que l'hélium. Elles sont toutes vieilles car, dépourvu de gaz, le halo ne peut plus produire d'étoiles de nos jours. Nous ne voyons plus que celles qui étaient suffisamment peu massives pour vivre plus de 15 milliards d'années. Elles sont donc peu lumineuses et rougeâtres. Ces étoiles se trouvent maintenant sur des orbites très excentriques et inclinées par rapport au plan du disque, et traversent rapidement ce dernier tous les 100 millions d'années.

Les caractéristiques des étoiles de la population I viennent du fait que le disque est au contraire très riche en gaz. La formation d'étoiles s'y poursuit de façon très intense. On y trouve donc des étoiles de tous les âges, même des très jeunes de moins de 100 millions d'années. Au fur et à mesure que les générations d'étoiles se succèdent, le milieu interstellaire s'enrichit en éléments lourds, créés au sein des étoiles et libérés par les vents stellaires, les nébuleuses planétaires ou les explosions de supernovae. Ceci explique qu'avec le temps, les nouvelles étoiles deviennent de plus en plus riches en éléments lourds.

Remarquons encore que les étoiles du disque ne sont pas au repos mais tournent autour du centre galactique sur une orbite circulaire. La vitesse du Soleil sur son orbite est par exemple de 220 kilomètres par seconde. Le disque ne tourne pas comme un corps rigide, mais est soumis à une rotation différentielle. Ainsi, deux étoiles à des distances différentes du centre n'ont pas la même vitesse de rotation : plus la distance est grande, plus la vitesse de rotation est faible. A 8 500 parsecs, notre étoile accomplit par exemple son orbite en 225 millions d'années.

La structure

Comme nous l'avons déjà vu, l'extinction interstellaire nous empêche d'étudier les régions lointaines dans le plan galactique. Ceci n'est heureusement pas vrai pour toutes les longueurs d'onde. Ainsi la lumière infrarouge ou les ondes radios ne sont guère affectées par le milieu interstellaire et nous donnent accès à ces régions. Pour étudier la structure globale de la Galaxie, les astronomes utilisent en particulier le rayonnement radio à 21 centimètres, émis par les nuages d'hydrogène atomique qui parsèment la Voie Lactée.

Ce type d'étude a montré que l'hydrogène est réparti de façon inhomogène dans le plan galactique. Le gaz se concentre en fait dans quelques bandes appelées des bras spiraux. Ce nom est lié à l'aspect de ces zones de forte concentration : elles semblent partir du centre galactique et s'en éloigner, tout en s'enroulant comme une spirale. Les études à 21 centimètres ont révélé l'existence de quatre grands bras spiraux, nommés d'après les constellations dans lesquelles ils apparaissent : Sagittaire-Carène, Centaure-Ecu-Croix du Sud, Cygne et Persée. Il y a également de nombreux petits bouts de bras, en particulier celui d'Orion, dans lequel le Soleil se trouve.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Le centre galactique

Tournons maintenant notre regard vers le centre de la Galaxie : la région du centre galactique. Du fait de l'extinction interstellaire, il est impossible d'étudier cette région en lumière visible et les astronomes se servent donc d'observations dans les domaines radio, infrarouge, X et gamma. Celles-ci ont révélé des phénomènes très complexes, dont la compréhension est encore très loin d'être parfaite.

Commençons donc à nous rapprocher doucement du centre galactique. A 3000 parsecs apparaissent de part et d'autre du centre, deux énormes bras qui contiennent plusieurs millions de masses solaires sous forme de gaz d'hydrogène. Ces bras, révélés par des études à une longueur d'onde de 21 centimètres, s'éloignent très rapidement du centre à des vitesses de l'ordre de 100 kilomètres par seconde. Cette éjection extrêmement rapide montre qu'un événement très violent, peut-être une explosion de supernova, a dû se produire il y a un million d'années, au centre de la Galaxie.
Centre galactique
Une image du centre galactique prise par Chandra, le satellite d'observation dans les rayons X. Au centre, on aperçoit Sagittaire A*, le trou noir au centre de la Galaxie, avec une masse trois millions de fois celle du Soleil. La ligne diagonale indique le plan de la Galaxie. Les zones qui apparaissent rougeâtres sont d'immenses régions de gaz qui s'étendent sur des dizaines d'années-lumière et sont chauffées à 20 millions de degrés. Crédit : NASA/CXC/MIT/F.K.Baganoff et al.

Continuons notre progression. A une distance de l'ordre de 100 parsecs apparaît une structure très complexe, révélée par des études dans les domaines radio et infrarouge. Celle-ci est formée de gigantesques filaments de gaz ionisé, dont la forme rappelle celle des protubérances solaires, ce qui laisse à penser que le champ magnétique joue un rôle majeur dans la région. La partie centrale de cette structure s'appelle Sagittaire A. Il s'agit d'un ensemble de trois petits bras en forme spirale, dont la taille totale ne dépasse pas trois parsecs, et qui entouré d'un anneau de gaz moléculaire et de poussières.

Au centre de Sagittaire A se trouve une source radio considérée comme le centre de la Galaxie et baptisée Sagittaire A*. Cette source est très petite, avec une taille de moins de 10 unités astronomiques. Tout autour d'elle orbitent de nombreux nuages de gaz ionisé. Leur vitesse, révélée grâce à l'effet Doppler, est de l'ordre de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Pour pouvoir retenir en orbite des objets aussi rapides, la gravité de l'objet central doit être extrêmement puissante et sa masse a pu être estimée à plusieurs millions de fois celle du Soleil. Une telle concentration de masse dans un espace aussi restreint est remarquable. Elle pourrait s'expliquer par la présence de l'un des corps les plus fascinants de l'astronomie moderne : un trou noir supermassif. Cette hypothèse est cependant controversée car certaines de ses implications n'ont pas été observées.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006