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.
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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.
