Galaxie

Système stellaire affectant la forme d’un disque avec un bulbe central.

Introduction

Le nombre total d’étoiles rassemblées dans ce système a pu être estimé à deux cents milliards, parmi lesquelles figure le Soleil, avec le système solaire. Vu par la tranche, ce disque se traduit, pour un observateur terrestre, par une traînée brillante qui n’est qu’un fourmillement innombrable d’étoiles. Outre la Galaxie, on connaît un très grand nombre de spécimens analogues jusqu’aux limites observables de l’Univers ; on parle en ce cas de galaxies (avec une minuscule).

Déjà, au xviii^e s., sir William Herschel (1738-1822) supposait que toutes les étoiles observées constituent un système unique affectant la forme d’un ellipsoïde aplati, dont le plan focal coïncide avec la Voie lactée, que les télescopes montrent résoluble en une myriade d’étoiles. Il s’agit d’une traînée blanchâtre dont le plan moyen est incliné d’environ 60° sur le plan de l’équateur céleste, ce qui permet de définir un plan galactique, des latitudes et des longitudes galactiques et également un pôle galactique. L’Union astronomique internationale a fixé les coordonnées adoptées conventionnellement pour le pôle galactique :
(1950,0) α = 12 h 49 mn = 123°
δ = + 27,4°.
La direction origine des longitudes a été choisie comme étant celle du centre de la Galaxie, que l’on considère comme coïncidant avec la puissante radiosource Sagittarius A. Si P est le pôle de l’équateur céleste et Q celui du cercle galactique, l’origine O des longitudes galactiques est prise telle que les grands cercles QP et QO fassent entre eux un angle θ = 123°. Le Soleil est très proche du plan galactique principal (légèrement au nord), dans une position sensiblement excentrée aux environ à partir du centre. Le diamètre est à peu près de 30 000 pc (environ 90 000 al). L’épaisseur est sensiblement uniforme (1 000 pc), avec, cependant, une grosse boursouflure vers le centre, dont l’épaisseur est de 5 000 pc. Les procédés de la radio-astronomie ont permis, en 1963, d’évaluer à 10 000 pc la distance du Soleil au centre de la Galaxie. La concentration en étoiles est de plus en plus clairsemée quand on se rapproche des bords du disque.

L’aspect morcelé de la Voie lactée correspond à l’existence d’un milieu cosmique interstellaire qui est partiellement et localement aggloméré en nébulosités galactiques (certaines brillantes, d’autres obscures), dont on admet que la masse totale est de la masse totale de la Galaxie et qui introduit une absorption non négligeable de la lumière.

Les amas globulaires

Ce sont des essaims contenant des centaines de milliers d’objets célestes et dont la partie centrale est impossible à résoudre en étoiles. Celle-ci, pour l’amas M 13, situé dans la constellation d’Hercule, dont la magnitude apparente voisine est de + 4, a un diamètre apparent voisin de 2′, mais des dizaines de milliers d’étoiles restent en dehors de l’amas central.

La distribution des amas globulaires vus de la Terre est irrégulière, ce qui est normal, étant donné la situation excentrée de celle-ci : on a pu en faire figurer 32 sur un seul cliché axé vers le centre galactique. On en connaissait 103 vers 1888. Quelques autres ont pu être découverts récemment par des observations en lumière infrarouge. Dix-neuf d’entre eux comportent des céphéides à très courte période (du type RR Lyrae), dont on sait que la magnitude absolue a été reconnue voisine de zéro. On a donc pu en apprécier les distances. On a ainsi trouvé 11 000 pc pour M 13 ; 7 200 pc pour ω Centauri. Pour les amas ne comportant pas de céphéides du type RR Lyrae, on a opéré des comparaisons à caractère statistique en prenant la moyenne des 25 étoiles les plus brillantes. Si l’on tient compte au mieux de l’absorption provoquée par le milieu interstellaire, le système des amas globulaires est sensiblement sphérique, avec un diamètre équatorial d’environ 30 000 pc. Son centre est à environ 10 000 pc du Soleil dans la direction de la constellation du Sagittaire, c’est-à-dire dans la direction du centre de la Galaxie. La masse d’un amas globulaire est de l’ordre d’un million de fois celle du Soleil.

Dynamique de la Galaxie

Elle est déterminée par l’étude des mouvements propres des étoiles :
1^o mouvements propres en ascension droite et en déclinaison, μ_α et μ_δ ;
2^o vitesse radiale V_r, dont la valeur est fournie par les déplacements des raies spectrales par rapport à leur emplacement théorique :

λ₀ étant la longueur d’onde d’une radiation, laquelle est observée sur la longueur d’onde apparente λ ;
3^o distance D de l’étoile, d’où l’on déduit son vecteur vitesse par rapport au Soleil, dont les quantités μ_α et μ_δ ont seulement déterminé la direction du plan projetant de sur la sphère céleste.

Ces différentes études ne peuvent être conduites que par voie statistique en considérant seulement des groupements d’étoiles d’au moins une centaine d’étoiles : pour chaque groupement, on définit une étoile moyenne E_m ayant pour position moyenne α_m et δ_m, des mouvements moyens (μ_α)_m et (μ_δ)_m et des vitesses moyennes (V_r)_m ou (V)_m à un instant déterminé. Il s’agit ici de moyennes algébriques, ce qui revient à admettre l’existence dans les mouvements stellaires d’une partie systématique (correspondant à une vitesse dite « d’ensemble » ou « de groupe » des étoiles du groupement) et d’une partie aléatoire (correspondant à la vitesse particulière de l’étoile par rapport à l’ensemble des étoiles du groupement), laquelle est éliminée par le jeu des moyennes.

Introduction des seuls mouvements propres en ascension droite et en déclinaison

On commence par écrire pour un groupement défini l’équation du plan déterminé par (μ_α cos δ)_m et (μ_δ)_m. Si tous les grands cercles ainsi fixés se coupent, au moins approximativement, en un même point de la sphère céleste, on est en droit d’admettre que c’est le Soleil, étranger aux systèmes considérés, qui est animé d’un mouvement particulier vers un point diamétralement opposé de celui qui vient d’être déterminé. On calculera par la méthode des moindres carrés les valeurs les plus probables du point d’intersection général. (Les solutions sont en fait voisines les unes des autres.) Le point diamétralement opposé à celui-ci, dit « apex solaire », définit la direction vers laquelle se dirige le Soleil, par rapport aux étoiles (relativement voisines) ayant servi à déterminer les quantités
μ_α et μ_δ.
On obtient ainsi les valeurs moyennes dites « des coordonnées de l’apex classique »

d’où l’on déduit les coordonnées galactiques

Le point correspondant se trouve dans le voisinage de l’étoile Véga (α Lyrae). Une valeur approchée de ces résultats avait été obtenue par William Herschel (1738-1822) en 1783 en dépouillant une quinzaine de mouvements propres alors connus.