Grande Encyclopédie Larousse 1971-1976Éd. 1971-1976
G

Galaxie (suite)

Introduction de la vitesse radiale moyenne de chaque groupement

Soit (Vr)m la vitesse radiale moyenne de l’étoile moyenne Em et u l’angle entre la direction SEm et la direction SA que ce groupement indique pour l’apex (S étant la position du Soleil). On a pour ce dernier

La moyenne des résultats obtenus pour les différents groupements donne

ce qui correspond à un déplacement annuel du système solaire de 615.106 km, soit quatre fois la distance de la Terre au Soleil, ou encore un déplacement de 1 parsec en 50 000 années.

Seules les étoiles relativement proches du système solaire ont des mouvements propres μα et μδ sensibles et connus avec une certaine précision. Le mouvement vers l’apex doit donc être considéré comme une simple relation de voisinage par rapport à l’ensemble des étoiles. On obtient des résultats très différents et assez discordants quand on considère certaines étoiles très éloignées ou certains objets célestes particuliers tels que les amas globulaires, les céphéides du type RR Lyrae et certaines géantes rouges Me (à raies d’émission), qui ont par rapport au Soleil des vitesses radiales très grandes.


Application du mouvement vers l’apex à la détermination de certaines distances stellaires. Méthode dite « des parallaxes séculaires »

Soit une étoile moyenne Em, et Dm sa distance au Soleil S. Au bout d’un laps de temps, le Soleil S sera venu en S′ ; la distance SS′ est connue, cependant que les coordonnées αm et δm auront varié de Δαm et Δδm. Considérons le plan défini par la direction (Soleil-apex) et la position Em. Soit μ la projection sur ce plan de l’angle des deux quantités Δαm et Δδm. La distance moyenne Dm de l’étoile Em au Soleil S est

Le choix des étoiles que l’on peut utiliser pour de tels groupements reste délicat : on est guidé dans ce choix par la composante du mouvement propre moyen par rapport au grand cercle Em SS′, qui est indépendante du mouvement du Soleil et doit être nulle. Pour des groupes bien circonscrits et bien homogènes, la méthode ne manque pas de précision. Elle est parfois la seule que l’on puisse appliquer. Tel est le cas en particulier des étoiles céphéides RR Lyrae. La portée pratique de la méthode des parallaxes trigonométriques, de base 2a, est de 40 pc, si l’on admet des effets de parallaxes au moins égaux à 0″,025. Ici, la base est voisine de quatre fois la distance a de la Terre au Soleil, multipliée par le nombre N d’années écoulées entre les mesures. La portée théorique de la mesure est 80 N cos u. Si cos u = 1 et N = 50, on obtient 2 000 pc. Si l’on tient compte d’une certaine compensation des erreurs dans la mesure des variations et des coordonnées, cette portée est en fait supérieure.


Rotation galactique

Considérons des groupements suffisamment proches du cercle galactique et situés à des distances r connues pas trop grandes du Soleil pour que les mouvements propres apparents en ascension droite et en déclinaison μα et μδ aient encore des valeurs significatives. Nous admettrons l’hypothèse, appuyée sur la forme aplatie et spiralée de la Galaxie, d’un mouvement de rotation circulaire, mais à caractère képlérien.

Nous considérerons les deux composantes de la vitesse V du groupement M suivant SM et une direction perpendiculaire, soit vr et vt. Dans l’hypothèse d’un mouvement circulaire de rotation, la vitesse Vm, déterminée par rapport au Soleil, est en fait la différence géométrique des vitesses V0 de S et de M. Nous adopterons comme inconnues la vitesse angulaire de S, R étant la distance du Soleil au centre G de la Galaxie, soit 10 000 pc, et la quantité qui correspond à la variation de V0 quand on passe de la distance R à la distance R  + ΔR. Si α est l’angle des directions SM et SG, Δα est l’angle des directions GS et GM. C’est aussi l’angle de Vm et de V′m. La mise en équation va consister à exprimer les quantités vr et vt, qui résultent directement de l’observation, en fonction des diverses quantités représentées et des deux inconnues définies.

Posons

on en tire

La mise en équation aboutit aux deux relations :

On a :
A = + 0,003 2 s d’arc par an ;
B = − 0,002 1 s d’arc par an ;
d’où l’on tire :

soit, pour la durée d’une révolution complète du Soleil dans la Galaxie, 245 millions d’années.

On peut également exprimer A et B en kilomètres par seconde pour R = 1 pc. On obtient ainsi :
A = + 0,015 km/s/pc ;
B = − 0,010 km/s/pc.
On trouve pour une valeur très petite de 0,5 km/s pour un accroissement de R de 100 pc, ce qui correspond à l’existence d’une masse très prépondérante au centre de la Galaxie.

La vitesse de S est, par hypothèse, normale à la direction SG, c’est-à-dire dirigée vers une longitude galactique
327° + 90° = + 57°.
La vitesse métrique du Soleil se détermine en prenant pour R la valeur de 10 000 pc. On obtient ainsi 250 km/s.

• Du fait du caractère képlérien de la rotation galactique, celle-ci conduit à un brassage très énergique de matière. C’est ainsi que, si en 1 milliard d’années le Soleil effectue quatre tours complets autour du centre galactique, une étoile située à 1 000 pc plus près ou plus loin que lui de ce centre en effectue trois ou cinq. On en conclut que les galaxies spiralées n’ont pas plus de quelques milliards d’années d’existence, c’est-à-dire qu’elles sont relativement jeunes. D’autre part, dans la région située beaucoup plus près du centre, le phénomène doit être très sensiblement différent.

• Par ailleurs, même aux environs du Soleil, la loi des vitesses n’est pas exactement képlérienne, mais subit des fluctuations. Ce fait a été observé non seulement dans notre Galaxie, mais également par l’étude détaillée de la rotation de quelques galaxies voisines.