GALAXIES Les galaxies sont des systèmes constitués de centaines de milliards d'étoiles et de gaz situé entre les étoiles, appelé milieu interstellaire. Ces gigantesques systèmes sont nés, quelques temps après la naissance de l'Univers, à partir d'énormes nuages de gaz, à l'intérieur desquels se sont formés, par effondrement gravitationnel, des amas d'étoiles. La forme d'une galaxie est variable. Il existe des galaxies elliptiques, spirales et irrégulières. Notre étoile, le Soleil, se trouve à l'intérieur d'une galaxie spirale appelée Voie Lactée. Il y a une centaine d'années, les astronomes pensaient que notre Galaxie était la seule galaxie de l'Univers. Avec le perfectionnement des instruments et des moyens d'observation, le nombre des galaxies que l'on connaît n'a cessé de croître. On estime qu'il existe au moins cent milliards de galaxies. LA VOIE LACTÉE CARACTÉRISTIQUES GÉNÉRALES La Voie Lactée, qui est notre propre Galaxie, est une galaxie spirale plutôt ordinaire, présentant des bras de matière tournant autour d'un noyau central. Si l'on prend le Soleil comme référence, la luminosité de notre Galaxie est comparable à celle de vingt milliards de soleils mis ensemble, et sa masse est égale à environ 150 milliards de fois la masse solaire. FORME ET DIMENSIONS La Galaxie a la forme d'un gigantesque disque très écrasé (le plan galactique), d'environ 100 000 années-lumière de diamètre. Le se trouve à peu près à mi-chemin de son centre. Sur le bord, l'épaisseur du disque ne dépasse pas 3 000 années-lumière, tandis qu'au centre du disque, la distribution s'élargit et l'on observe un renflement sphérique, le noyau, composé presque exclusivement d'étoiles. L'épaisseur du bulbe atteint 15 000 années-lumière. Les gaz et les poussières forment une mince couche à l'intérieur d'un disque plus épais peuplé d'étoiles. C'est là que se trouvent les nuages géants d'hydrogène moléculaire, qui donnent lieu à la formation de nouvelles étoiles. Le disque galactique est enveloppé par ailleurs par un grand volume sphérique, le halo galactique. Son diamètre est d'environ 100 000 années-lumière, et il apparaît presque entièrement privé de nuages de gaz et de poussière, mais peuplé d'étoiles isolées et d'amas sphériques brillants, les amas globulaires. Constitués d'étoiles beaucoup plus vieilles que les étoiles présentes dans le disque, ces amas sont considérés comme les résidus des tout premiers stades de formation de la Galaxie. Celle-ci se caractérise en outre par ses grands bras. Il s'agit de concentrations d'étoiles et de gaz interstellaire, qui partent de son centre et s'enroulent en spirale. 1 Les bras contiennent la plupart de l'activité de formation stellaire. Le bras le plus long de la Galaxie a une longueur totale d'environ 125 000 années-lumière. Si nous pouvions l'observer par la tranche, la Galaxie nous apparaîtrait comme un énorme fuseau brillant entouré d'une vague luminosité et coupé en son centre par une bande sombre, qui la divise en deux grands fleuves d'étoiles parallèles. Cet effet est dû à l'absorption de la lumière des étoiles par la poussière interstellaire concentrée dans le disque. Vue de face, en revanche, avec ses grands bras spiraux, la Galaxie ressemblerait plutôt à une gigantesque roue à vent, légèrement colorée de jaune orangé dans la zone centrale, le bulbe, constitué d'une population d'étoiles relativement vieilles, et coloré de blanc bleuté dans les bras spiraux où des milliards d'étoiles bleues et blanches plutôt jeunes et massives se regroupent. LE CENTRE DE LA GALAXIE La poussière interstellaire qui se concentre dans le plan de la Voie Lactée nous cache presque entièrement le coeur de la Galaxie. À cause du phénomène de l'extinction stellaire, les grains de poussière représentent un obstacle insurmontable pour les rayonnements à certaines longueurs d'onde, comme l'est précisément le rayonnement émis dans le spectre visible. Ce dernier ne parvient pas à atteindre l'observateur. Pour explorer le centre de la Voie Lactée, il est nécessaire par conséquent de procéder à des observations à des longueurs d'onde plus grandes que le domaine visible (infrarouge et radio), mais aussi à des longueurs d'onde très courtes comme les domaines X et ?. Les informations disponibles sur le noyau galactique, la zone qui s'étend sur plusieurs milliers d'années-lumière à partir du centre, proviennent des électrons (ondes électromagnétiques) qui se déplacent à des vitesses proches de la vitesse de la lumière (c'est le rayonnement synchrotron), de l'émission infrarouge de poussières et d'atomes ionisés de température très élevée, et de l'émission en micro-ondes de nombreuses molécules, parmi lesquelles le monoxyde de carbone. Il ressort de l'ensemble de ces informations que la région centrale de la Galaxie est occupée par un disque de gaz moléculaire animé d'une rotation rapide et par une grande concentration d'étoiles. La densité des étoiles dans cette zone est en effet au moins un million de fois plus grande qu'à proximité du Soleil. La masse totale des étoiles contenues dans ce volume est d'environ dix milliards de masses solaires, c'est-à-dire un vingtième de la masse galactique totale. Si l'on se déplace vers le centre dynamique de la Galaxie, à 6 années-lumière environ, on distingue une certaine quantité de matière qui pourrait être constituée de nuages de gaz ionisé, présentant un mouvement de chute vers un point particulier, situé dans la constellation du Sagittaire, connue sous le nom de Sagittarius A. Sagittarius A est une source radio compacte (de diamètre inférieur à 20 Unités Astronomiques) qui coïncide avec le centre dynamique de la Galaxie. On ne sait pas encore ce qu'est cette mystérieuse source ni ce qui se cache au centre de la Galaxie, où tant de matière est violemment attirée. Toutes les mesures semblent indiquer la présence d'une concentration exceptionnelle de masse. Peutêtre un trou noir, mais cela reste à démontrer. Pour l'instant, la nature du coeur de la Galaxie demeure un mystère. MASSE GALACTIQUE ET COURBES DE ROTATION 2 Par analogie avec le mouvement des planètes autour du Soleil, on a cru longtemps que dans notre Galaxie les parties les plus proches du centre tournaient plus rapidement que les parties situées à la périphérie, autrement dit que la vitesse de rotation diminuait proportionnellement à l'éloignement du centre. Cette conviction s'appuyait sur l'hypothèse que la masse d'une galaxie était concentrée pour la plupart dans le noyau central. En mesurant la courbe de rotation de la Galaxie, c'est-à-dire sa vitesse de rotation en fonction de l'éloignement au centre, on s'est rendu compte que, quand on s'éloigne vers l'extrême périphérie de la Galaxie, la vitesse de rotation ne diminue pas mais demeure constante. Cela signifie que la masse de la Galaxie est distribuée de façon plus uniforme qu'on ne s'y attendait. La masse gravitationnelle de la Galaxie (gravitation) qu'il est possible de déduire de la courbe de rotation, dite aussi masse « dynamique », est égale à trois cents milliards de masses solaires. Par ailleurs, si l'on comptabilise la masse du halo de la Galaxie, alors cette masse dynamique totale s'élève à environ 1 000 milliards de masses solaires. Il existe deux façons de calculer la quantité de matière présente dans un lieu donné. Cette valeur peut être calculée à partir de l'attraction gravitationnelle que ce lieu exerce sur les corps voisins, ou bien à partir de la quantité de rayonnement électromagnétique qu'il émet. Dans le cas de notre Galaxie, la masse « visible » déduite grâce à la quantité de rayonnement émis est sensiblement inférieure à la masse dynamique mesurée au moyen des courbes de rotation. Une interprétation possible de cette différence réside dans l'existence de matière obscure qui n'émet aucun type de rayonnement, mais contribue au bilan gravitationnel de la Galaxie dans son ensemble. Les candidats proposés pour expliquer l'existence de cette matière invisible sont nombreux. Parmi eux, citons une possible concentration de trous noirs ou encore de petits corps, étoiles ratées nommées naines brunes, ou encore une substance inconnue des physiciens. Ce sujet reste pour l'instant un mystère des plus passionnants. COMPOSITION GALACTIQUE Notre Galaxie est un grand agrégat d'étoiles, de gaz et de poussière interstellaire, dont la cohésion est assurée par la force gravitationnelle. À côté de cela, on ne doit pas oublier les rayons cosmiques, et le champ magnétique galactique qui joue un rôle non négligeable dans la physique de notre Galaxie. Le milieu interstellaire Les étoiles qui composent notre Galaxie sont plus de 200 milliards, et la distance moyenne qui sépare deux étoiles de la Voie Lactée est très grande. À l'intérieur d'un cube ayant un côté égal à cinq années-lumière, on trouve en moyenne une seule étoile. L'immense espace autour de l'étoile n'est pas vide, mais est rempli par le milieu interstellaire qui se présente sous la forme de gaz et de poussière. La masse totale du milieu interstellaire est d'environ un dixième de la masse de toutes les étoiles de la Galaxie. Mais le milieu interstellaire et les étoiles ne sont pas deux choses distinctes. Au contraire, le gaz interstellaire est l'élément indispensable à la 3 naissance des étoiles qui, à leur tour, lui restituent de la matière enrichie sous forme d'éléments lourds (carbone, oxygène, calcium, fer, etc.), synthétisés au cours de leur existence. Le milieu interstellaire a une structure très hétérogène. Il peut se présenter sous la forme de condensations de matière, telles que les nébuleuses brillantes, divisées en nébuleuses à réflexion (si elles reflètent la lumière d'une étoile proche) et en nébuleuses à émission (si la lumière émise est un effet de l'excitation atomique provoquée par la présence d'une étoile proche) et les nébuleuses obscures, ainsi appelées parce qu'elles se trouvent à une grande distance des étoiles et ne sont pas éclairées par ces dernières. Le milieu interstellaire est distribué surtout le long du plan galactique et, est beaucoup plus raréfié, également dans le halo. Le gaz interstellaire Le gaz interstellaire se compose d'atomes et de molécules dispersés entre les étoiles, dont la densité dans le plan galactique ne dépasse pas celle d'une particule par centimètre cube. La plupart des informations que nous possédons sur le gaz interstellaire provient de l'observation des ondes radio émises (ondes électromagnétiques). Dans le spectre radio, la longueur d'onde radio à 21 cm a un rôle privilégié car elle représente la fréquence d'émission de l'hydrogène atomique, qui est l'élément le plus abondant parmi les éléments présents dans l'espace interstellaire. Sur cent atomes en effet, au moins 90 sont d'hydrogène, tandis que les atomes restants sont l'hélium (environ 9 %), l'azote, l'oxygène, le carbone... L'observation du ciel à la longueur d'onde de 21 cm a permis de réaliser une carte des régions de la Galaxie riches en hydrogène atomique. De cette façon, on s'est rendu compte que le gaz n'est pas distribué uniformément le long du disque de la Galaxie, mais se concentre dans la région centrale et le long des bras spiraux. Toujours grâce aux observations radio, on a pu constater que l'hydrogène neutre, indiqué par le symbole HI, se présente sous la forme de nébuleuses obscures de masse comprise entre 0,1 et 1 000 masses solaires. Ces nuages ont une densité d'environ cinquante particules par centimètre cube, une densité très basse si l'on songe que, pour réaliser le « vide » dans un laboratoire, on ne parvient pas à descendre au-dessous de cette valeur. La température des nuages elle aussi est très basse, environ -200°C. Dans la gamme du visible, on peut observer par contre les régions HII, nébuleuses brillantes à émission, considérées comme les objets astronomiques les plus beaux de notre Galaxie. Ces grands nuages d'hydrogène ionisé (ion) sont en général associés à des étoiles jeunes, massives, très lumineuses et chaudes, qui émettent intensément dans l'ultraviolet. Leurs dimensions varient d'une année-lumière à plusieurs centaines d'années-lumière, et leur température peut atteindre jusqu'à 10 000 degrés Kelvins. D'autres constituants importants du gaz interstellaire sont les nuages moléculaires, vastes amas de gaz contenant une grande quantité de molécules, qui ont été découvertes au fur et à mesure, ces trente dernières années, grâce à leurs émissions dans le domaine des ondes millimétriques. La première de ces molécules, le radical hydroxyle ou radical OH, fut découverte en 1963. À ce jour, les espèces de molécules interstellaires connues sont plus de 90, et la plupart sont des molécules organiques. Nombre de ces molécules sont présentes aussi sur Terre. Par exemple, il existe des observations d'alcool éthylique en condensation 4 gazeuse, dans des proportions telles qu'elles pourraient remplir d'alcool environ 1028 bouteilles de whisky. La masse des nuages moléculaires dépasse 500 000 masses solaires, et leur densité dans les régions centrales est d'environ 10 000 particules par centimètre cube. La température est en général très basse, dans certains cas inférieure à -260°C. L'observation dans le spectre infrarouge (ondes électromagnétiques) semble indiquer que, précisément dans ces régions, les étoiles sont actuellement en cours de formation. On estime que la moitié de la masse du milieu interstellaire est condensée sous la forme de ces nuages et complexes moléculaires. Comprendre la naissance d'une étoile passe nécessairement par l'étude et l'analyse des processus physiques et chimiques qui ont lieu à l'intérieur de ces nuages. Les nuages moléculaires et les nuages d'hydrogène neutre ne remplissent pas toutefois la totalité du volume interstellaire. Les observations dans l'ultraviolet et dans le spectre des rayons X ont mis en évidence l'existence d'un gaz très chaud, d'une température comprise entre 500 000 et 1 million de degrés Kelvins, et extrêmement dilué (3 000 particules par mètre cube). Selon toute probabilité, ce gaz est la conséquence des explosions de supernovae, explosions qui dans la Galaxie ont lieu environ tous les trente ans. La poussière interstellaire On estime qu'il y a dans notre Galaxie environ 1053 grains de poussière interstellaire, c'est-à-dire le double des grains de sable estimés sur Terre. Bien qu'elles représentent moins de 2 % de la masse entière du milieu interstellaire, les poussières jouent un rôle très important dans la vie de la Galaxie. Elles absorbent en effet la lumière stellaire, en émettant aussi, dans l'infrarouge lointain (ondes électromagnétiques), plus d'énergie que les étoiles elles-mêmes. Ces poussières sont par ailleurs le siège de formation de la molécule interstellaire la plus abondante de l'Univers, la molécule d'hydrogène. Les poussières occultent la lumière des étoiles devant lesquelles elles sont interposées. Ce phénomène, appelé extinction interstellaire, est causé d'un côté par l'absorption réelle de la lumière par les poussières, qui par conséquent chauffent, et de l'autre par la diffusion de cette lumière dans des directions différentes de leur direction d'origine. Ce dernier effet, qui correspond à un phénomène qui en optique s'appelle diffusion de la lumière, fait que la quantité de lumière observée est inférieure à la quantité effectivement émise par l'étoile. Le phénomène de l'extinction interstellaire représente un grand problème pour les astronomes. La lumière de milliards d'étoiles dans la direction du centre de notre Galaxie est absorbée ou interceptée par une grande quantité de poussières sombres qui divisent la Voie Lactée, si nous l'observons de biais, en deux longs fleuves d'étoiles parallèles. L'extinction interstellaire dépend fortement des longueurs d'onde d'observation. Puisque la poussière est constituée de grains de moins d'un micron (10-6 m), l'effet de l'extinction interstellaire est d'autant plus sensible que la longueur d'onde est plus petite. Il est donc pratiquement nul dans l'infrarouge lointain et dans les ondes radio, tandis qu'il est important dans le visible et dans l'ultraviolet, où il atteint son maximum pour une valeur de longueur d'onde égale à environ 2200 Å. Par conséquent, si une étoile se trouve derrière un nuage de poussière, elle nous semblera plus rouge qu'elle ne l'est en réalité. La mesure du changement de couleur (rougissement interstellaire) d'une étoile donnée, comparée à celle d'une 5 étoile semblable non occultée par la poussière, permet de remonter à la quantité de poussière interposée entre l'étoile et nous. On a observé qu'en général, cette quantité est proportionnelle à la quantité de gaz interstellaire présent, ce qui démontre que la poussière et le gaz du milieu interstellaire sont bien mélangés. L'énergie de la lumière absorbée réchauffe les poussières interstellaires, mais cette augmentation de température est gênée par la perte de chaleur par rayonnement dans l'infrarouge lointain. La température d'équilibre se stabilise par conséquent autour de -240°C, même si elle peut varier beaucoup d'une région à l'autre de la Galaxie. Les observations dans l'infrarouge lointain permettent, par conséquent, de localiser les régions où la poussière est la plus abondante. Ces régions, dans de nombreux cas, correspondent aux nuages moléculaires. Un résultat surprenant de ces observations est que notre Galaxie irradie la moitié de son énergie dans l'infrarouge lointain et la moitié aux longueurs d'onde visibles, ce qui implique que la moitié de la lumière des étoiles est absorbée par la poussière. Les observations dans le visible et dans l'infrarouge ont permis, en outre, de mesurer les dimensions et la composition chimique des poussières interstellaires. C'est ainsi qu'on a découvert que la poussière interstellaire est faite de minuscules particules solides de dimension comprise entre 10-9 et 10-7 m. Ces particules sont des agglomérats de molécules formés par les éléments les plus abondants : eau, composés ferreux, silicates de différents types (silicates d'aluminium, fer, magnésium, etc.) et carbone sous la forme de graphite. Pour l'essentiel, la poussière interstellaire s'est formée probablement dans les enveloppes en expansion qui entourent les étoiles froides ou dans les vestiges de supernovae, où les éléments initialement gazeux se condensent en grains solides. Les petits grains peuvent grossir à l'intérieur des nuages moléculaires, en capturant des atomes et des molécules. Champ magnétique galactique Le milieu interstellaire est plongé dans un champ magnétique faible mais étendu, dont l'origine est encore inconnue. On pense toutefois qu'il était déjà présent dans le nuage initial qui donna lieu à la Galaxie. Des mesures de l'émission radio ont montré que le champ magnétique est plus intense dans le disque galactique. En effet, son intensité et son orientation semblent être, pour le moins en première approximation, liées à la densité et à la géométrie du milieu interstellaire. Plus les poussières et le gaz sont denses, plus l'intensité du champ magnétique est grande. Rayons cosmiques Le rayonnement cosmique galactique est essentiellement constitué de noyaux ayant une énergie très élevée, les protons (90 %) et les particules ?. Le rayonnement cosmique comprend aussi des électrons rapides, mais en nombre faible (1 électron pour 100 noyaux). L'énergie moyenne de l'un de ces noyaux est de 1 ou 2 GeV (milliards d'électronvolts), mais les particules les plus énergétiques peuvent atteindre 1 000 milliards de GeV, une valeur très élevée si l'on pense que même avec des accélérateurs de particules les plus puissants disponibles sur Terre, on ne parvient pas à produire des particules de plus de 100 GeV d'énergie. 6 Bien que la densité des rayons cosmiques soit négligeable par rapport à celle du gaz interstellaire, le rayonnement cosmique joue un rôle essentiel dans le bilan énergétique de la Galaxie. Les grandes quantités d'énergie transportées par les rayons cosmiques sont comparables en effet aux quantités d'énergie irradiée par les étoiles. En outre, les rayons cosmiques sont à l'origine de la formation de certains éléments chimiques, tels que le béryllium, le bore et le lithium 6. L'origine des rayons cosmiques et les mécanismes qui sous-tendent ces accélérations sont encore incertains, même si l'on suppose que les rayons cosmiques d'énergie moyennement élevée peuvent être produits par le biais des explosions des supernovae. Les étoiles Une grande partie de la masse présente dans la Galaxie est constituée d'étoiles. Selon les calculs, il y en a au moins 150 milliards, dont à peine 6 000 sont visibles à l'oeil nu. Les astronomes les classent en deux catégories principales. Les étoiles de population I sont constituées d'étoiles jeunes, caractéristiques du disque galactique, qui ont bénéficié de l'enrichissement de la matière cosmique dû à la nucléosynthèse stellaire des générations qui les ont précédées, et sont donc riches d'éléments lourds. Les étoiles de popula...
