Galaxie (suite)

Interprétation des deux mouvements de déplacement du Soleil dans la Galaxie

Le Soleil se déplace dans la direction de l’apex, de longitude galactique + 23°, avec une vitesse de 20 km/s. De plus, il est animé d’un mouvement de rotation dans une direction de longitude galactique + 57° avec une vitesse de 250 km/s. Ce second mouvement est général pour la Galaxie et, tout au moins dans le voisinage du Soleil, toutes les étoiles y participent. Les vitesses de ces étoiles peuvent avoir des grandeurs et des directions légèrement différentes, leur moyenne correspondant, à hauteur du Soleil, à la vitesse circulaire V₀ Mais, par rapport à de nombreuses étoiles du voisinage, entraînées elles aussi dans la rotation d’ensemble de la Galaxie, la vitesse réelle du Soleil diffère de la direction normale à SG d’un angle de
57° − 23°  = 34°,
et sa vitesse réelle est supérieure de 20 km/s à celle qui correspond au mouvement général de rotation circulaire : le mouvement du Soleil vers l’apex est essentiellement une relation de voisinage par rapport à des étoiles suffisamment proches pour que les mouvements propres μ_α et α_δ aient encore des valeurs significatives.

Emploi des seules vitesses radiales, effet Oort

Si dans la première des relations^(*) on remplace A par la valeur 0,015, on a
v_r = 0,015 × r × sin 2α, en km/s.
Ce résultat est valable à condition que la distance r exprimée en parsecs reste petite par rapport à R. Cette relation, correspondant à ce que l’on appelle l’effet Oort (du nom de l’astronome des Pays-Bas à qui sont dus les principaux travaux concernant la rotation galactique), est très importante, étant donné que les vitesses radiales se déterminent avec une précision beaucoup plus grande que les mouvements propres angulaires μ_α et μ_δ, et cette précision est indépendante de la distance. On pourra ainsi déterminer la distance moyenne d’un groupe d’étoiles de la Galaxie en considérant seulement la vitesse radiale moyenne de ce groupe. C’est de cette façon qu’a été dressée la carte des bras de la Galaxie, en prenant en considération les vitesses radiales mesurées des nuages d’hydrogène qui constituent l’essentiel de ces bras, nuages observés, par les procédés de la radio-astronomie, sur la raie de 21 cm.

Influence de la rotation galactique sur les mouvements propres apparents

À la surface d’une sphère centrée sur le Soleil et de rayon r = 1 000 pc par exemple, les valeurs différentes des vitesses dues à la rotation galactique vont se traduire par des mouvements propres ayant un certain systématisme. On a :
V_r = 15 sin 2α
en kilomètres par seconde ;
V_t = 15 cos 2α – 10
en kilomètres par seconde.

Ainsi les points I et J de cette sphère, qui sont sur l’alignement du centre galactique, ont des vitesses de circulation respectivement supérieure et inférieure à celles de S de ± 5 km/s en ce qui concerne V_t. Pour les points M et N en quadrature

la vitesse tangentielle, loin d’être nulle, comme il pouvait paraître au premier abord, a sa valeur maximale, soit 25 km/s.

Masse centrale de la Galaxie, nombre des étoiles dans la Galaxie

Si l’on prend comme unité de masse celle du Soleil, représenté par comme unité de distance l’unité astronomique a et comme unité de période l’année terrestre T, la masse centrale ℳ₀ de la Galaxie a pour valeur

Compte tenu de la quasi-égalité des masses stellaires et en admettant que la masse totale ℳ de la Galaxie est supérieure de 1/3 à la masse centrale, cela donne un ordre de grandeur de deux cents milliards pour le nombre des étoiles de galaxies.

En première approximation, les masses se répartissent à l’intérieur de la Galaxie de la façon suivante :
70 p. 100 de la masse totale pour le disque aplati ;
5 à 10 p. 100 pour la masse de la matière interstellaire ;
20 à 25 p. 100 pour le halo galactique, sorte de brouillard d’étoiles dans lequel le disque est plongé.

Rotation de la Galaxie à différentes distances du centre

Dans le voisinage du Soleil, la rotation décroît avec la distance. L’étude détaillée de la rotation de quelques galaxies voisines (notamment M 31, dite « nébuleuse d’Andromède ») montre, en réalité, que la vitesse à partir du noyau est croissante, passe par un maximum, puis décroît. Ce résultat a été confirmé pour notre Galaxie par l’étude de la rotation d’un grand nombre de céphéides et par l’étude des nuages interstellaires, faites par des procédés de la radioastronomie.

La vitesse maximale est atteinte vers 8 kpc du centre et décroît ensuite (le Soleil étant à 10 kpc). Ce maximum est supérieur d’environ 10 km/s à la valeur correspondant à la position du Soleil, qui est de 250 km/s. On retrouve la vitesse de rotation du Soleil pour un point situé à 5 200 pc du centre. La vitesse angulaire est, pour ce point, double de celle du Soleil. Ces résultats correspondent très bien à un enroulement en spirales des différentes spires.

Étude des vitesses considérées individuellement

Les vitesses particulières des étoiles ne sont pas réparties au hasard, et il existe une direction privilégiée qui correspond à très peu près à la longitude du centre de la Galaxie (338,9 au lieu de 327). La répartition des vitesses est non pas sphérique, mais ellipsoïdale. D’autre part, si l’on considère des étoiles dont les vitesses relatives sont grandes par rapport au Soleil, supérieures en générai à 75 km/s, les points représentatifs de ces astres se répartissent sur une même demi-droite, dont la longitude galactique 237° est à 180° de la direction de la rotation du Soleil à l’intérieur de la Galaxie, trouvée égale à 57°.

Il en est ainsi, en particulier, d’un groupe d’étoiles géantes rouges M_e (étoiles à raies d’émission) et, de façon plus caractéristique, du groupe des variables céphéides du type RR Lyrae (vitesse apparente moyenne, 130 km/s) et des amas globulaires (vitesse apparente moyenne, 185 km/s). Or, de telles étoiles donnent déjà des résultats aberrants si on les utilise pour la détermination de l’apex, et elles ne suivent pas non plus le diagramme classique de Hertzsprung-Russell. On a toutes raisons de penser qu’elles constituent une population stellaire différente de celle à laquelle appartiennent le Soleil et les étoiles qui, comme lui, font partie d’une branche spirale de la Galaxie.

On désigne sous le nom de population II cet ensemble d’étoiles, considéré comme beaucoup plus ancien que l’ensemble de la population I, à laquelle appartient le Soleil.