Voie Lactée et amas globulaires

La Voie Lactée est composée d’un système de deux cents milliards d’étoiles : l’éclat et la taille de certains de ces objets ont été exagérés afin de les rendre visibles, les distances, elles, sont respectées.

La Voie Lactée est une galaxie spirale barrée, le disque stellaire dans lequel se concentre l’essentiel de la matière interstellaire a un diamètre d’environ 70000 années-lumière, le gaz qui prolonge ce disque s’étend jusqu’à 100000 années-lumière. La région dans laquelle circule le système solaire se situe à environ 24500 années-lumière du centre galactique, à droite sur l’œuvre.
Les grandes régions de La Voie Lactée : le bulbe, le disque et le halo.

1° / LE BULBE correspond à la région centrale et dense, son épaisseur est de 6000 années-lumière et son diamètre équatorial d’environ 15000 années-lumière. Elle est placée au cœur même de la ZOA (Zone of Avoidance), et elle est pratiquement inaccessible à l’observation dans le domaine visible en raison des poussières concentrées à proximité du plan du disque galactique. Elle est accessible à quelques longueurs d’ondes spécifiques infrarouge et domaine radio. En dépit de cela nous commençons à connaître la géographie des régions centrales sur une distance de trois ou quatre années-lumière où de nombreux arcs, filaments, nodules divers et rémanents de supernovae sont identifiables. Le centre galactique est caractérisé par une source radio intense nommée Sagittarius A le trou noir central de La Voie Lactée. Le mouvement de la matière autour de lui trahit la présence de ce gigantesque objet compact 4 millions de fois plus massif que le soleil. Le centre galactique abrite également deux des plus riches amas ouverts de La Voie Lactée, celui des Arches et celui du Quintuplet (non représentés).

2°/ LE DISQUE est une structure très plate qui concentre la plupart des étoiles jeunes de la galaxie. Il ne suit pas exactement le plan équatorial de la galaxie, cette inflexion appelée « warp » est expliquée par les effets de marée de galaxies proches telles Les Nuages de Magellan.
La structure verticale est composée du disque fin et du disque épais. Le disque fin qui est le plus proche du plan équatorial de la Galaxie est d’environ 1500 à 2000 années-lumière d’épaisseur (sur l’œuvre en bas à gauche). C’est là que se concentre l’immense majorité d’étoiles jeunes en amas ouverts, ainsi que les nuages moléculaires géants mais cette fois sur seulement 100 à 200 années-lumière d’épaisseur. Le disque épais avec une structure de 10000 années-lumière semble être le résultat de la dispersion progressive au fil du temps des étoiles formées dans le disque fin. On y rencontre des étoiles relativement jeunes mais déjà plus évoluées ; notre Soleil situé à environ 60 années-lumière au nord du plan galactique appartient à cette population. On peut ajouter des naines blanches en déplacement rapide situées à la périphérie du disque ou dans le halo, elle pourraient être les représentantes du disque extrême.

La barre et les bras spiraux : notre galaxie possède une barre et au moins quatre bras spiraux. La barre de La Voie Lactée prolonge le bulbe, sa partie principale pourrait ne pas dépasser un rayon de 3 kiloparsecs ou 10000 années-lumière du centre. La barre donnerait naissance à deux bras spiraux principaux : le Bras Interne de Norma ou Bras de la Règle et le Bras Spiral Majeur ou Bras du Sagittaire Carène, qui la prolongerait à chacune de ces extrémités. A environ 20000 années-lumière du centre ces bras se scinderaient l’un pour donner naissance au Bras Intermédiaire ou Bras de l’Ecu-Croix, l’autre au Bras Externe de Persée.

Enfin à la périphérie du disque on a identifié une structure annulaire composée d’étoiles ainsi qu’un bras d’hydrogène neutre. La première structure connue sous le nom de Bras Externe du Cygne pourrait se rattacher au Bras de Persée, mais elle pourrait également correspondre aux régions les plus extérieures des quatre bras principaux. Le bras d’hydrogène lui a été identifié en 2004 à la périphérie du disque galactique, il dessine un arc d’environ 70° et se situe entre 60000 et 80000 années-lumière du centre. Son épaisseur est d’environ 3000 à 5000 années-lumière.
Le Bras Interne de Norma ou Bras de La Règle : ce bras démarre directement à l’une des extrémités de la barre, celle qui est la plus proche du soleil, et se développe ensuite pour l’essentiel à l’opposé par rapport à nous du centre galactique.
Le Bras de l’Ecu-Croix ou Bras intermédiaire : ce bras dans lequel on distingue parfois deux segments, le Bras de l’Ecu et le Bras de La Croix, se déroule entre le bras interne et le bras spiral majeur, dont il pourrait être une longue émanation. On y aperçoit Oméga du Centaure.
Le Bras Spiral Majeur ou Bras du Sagittaire-Carène : ce bras est le pendant du bras interne de Norma, il se détache de la barre à son extrémité opposée (la plus éloignée de nous) ; et passe dans le voisinage solaire dans les constellations de l’été boréal (hiver austral) : Sagittaire Scorpion Carène etc… En font partie des amas ouverts tels que M 11 et M 26, tout deux dans l’Ecu, ou encore des nébuleuses brillantes du Sagittaire, telles que Trifide et la Nébuleuse du Lagon, ou encore les beaux objets de La Carène (NGC 3372, NGC 3603, Les Pléiades Australes, etc…)
On distingue plusieurs segments à ce bras : le Bras du Sagittaire et le Bras de La Carène. Là on observe une étoile d’environ 100 fois la masse du soleil dans la constellation de La Carène au sein d’une nébuleuse : La Nébuleuse de La Carène. C’est l’une des étoiles parmi les plus massives et les plus lumineuses de la Galaxie, elle devrait exploser en supernova d’ici 100000 ans. Outre les Bras du Sagittaire et de La Carène, on peut également reconnaître un troisième bras au bord duquel se situe le Soleil, Le Bras Local.
Le Bras Local ou Eperon d’Orion : ce bras qui se développe dans le voisinage solaire, semble se détacher du Bras Majeur à environ 20000 années-lumière de nous, dans une direction qui pointe vers Le Cygne, l’Aigle et La Flèche. Il se déroule ensuite vers l’extérieur de la Galaxie, pour devenir le plus apparent en direction de La Constellation d’Orion, on parle aussi de Bras d’Orion. Ce bras placé pour nous à l’opposé du Bras Majeur, dessine pour l’essentiel le tracé de La Voie Lactée (dans l’hiver boréal ou l’été austral). En font partie La Nébuleuse d’Orion, mais aussi les étoiles brillantes de cette constellation, ainsi que celles du Petit Chien et du Grand Chien notamment.
Le Bras Externe de Persée : ce bras dont la partie la plus proche se situe à 6400 années-lumière de nous (d’après les mesures du VLBAdécembre 2005) semble être le symétrique du Bras Intermédiaire, et joue par rapport au Bras Majeur un rôle analogue à celui joué par le Bras Intermédiaire par rapport au Bras Interne de Norma. Il se détache du Bras Majeur pratiquement à l’opposé du Soleil par rapport au centre galactique, poursuit son tracé entre le Bras Majeur et la partie externe du Bras de Norma, puis contourne l’extérieur de la Galaxie pour venir courir par rapport à nous, « derrière » le Bras Local. On citera parmi les objets facilement observables de ce bras : l’amas double de Persée, M 52 dans Cassiopée, et plus généralement la foule d’amas ouverts situés entre ces deux extrêmes.
http://www.astropolis.fr/catalogue-Messier… :
Après la découverte des principaux Bras de la Voie Lactée, nous allons rester dans notre environnement galactique, sur l’œuvre à droite et nous allons nous approcher de quelques objets bien connus.
http://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9b… :
Toujours à droite sur l’œuvre bien au dessus du système solaire allons visiter La Nébuleuse de La Carène ou NGC 3372, une véritable merveille ! Située à une distance estimée entre 6500 et 10000 années-lumière de nous, elle comprend deux des étoiles les plus massives et lumineuses de notre galaxie : Eta Carinae et HD 9312A. Elle est quatre fois plus grande et plus lumineuse que la Nébuleuse d’Orion mais bien plus éloignée sur l’hémisphère sud. Elle fût découverte par Nicolas Louis de Lacaille en 1751-1752, depuis le cap de Bonne-Espérance. Nous pouvons imaginer que nous nous approchons d’Eta Carinae, c’est une étoile hypergéante extrêmement lumineuse dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois la masse du Soleil et la luminosité environ quatre millions de fois celle de celui-ci. Une grande éruption dans les années 1840 a rempli l’environnement d’Eta Carinae de poussière, réduisant nettement son émission d’ultraviolets, aujourd’hui dans la Nébuleuse on aperçoit des globules dont la queue pointe dans la direction opposée à l’étoile. Une partie de La Nébuleuse de La Carène est connue sous le nom de Nébuleuse du Trou de Serrure, il s’agit en fait d’un nuage de molécules froides et de poussières, bien plus petit et sombre d’un diamètre d’environ 7 années-lumière.
http://fr.wikipedia.orf/wiki/Cygnus X-1 :
Toujours à droite de l’œuvre et un peu plus bas par rapport à La Nébuleuse de La Carène, nous nous approchons de CygnusX-1 symbolisée par une étoile blanche.
Située « près » de nous à environ 6000 années-lumière Cygnus X-1 est une binaire à forte masse qui fût le premier candidat trou noir clairement identifié. En 1965 grâce aux premières observations dignes d’intérêt on observa une étoile HD 226868 en orbite autour d’une source de rayons X. On appela ce système binaire Cygnus X-1 et en 1971 Tom Bolton l’identifia comme un trou noir. D’autres systèmes binaires tels que celui de Cygnus X-1 furent ensuite découverts, les observations du satellite Uhruru en 1971 mirent en évidence le caractère irrégulier du rayonnement X et permirent de déterminer avec précision la période de révolution : 5,6 jours. Ainsi fût précisée la valeur de 6 masses solaires comme masse minimale pour le corps invisible, preuve que Cygnus X-1 est bien un trou noir. Il s’agit d’une High mass X-ray binary et il contient une étoile supergéante comme compagnon, une variable avec une magnitude apparente de + 8,9. En 2011 des mesures plus précises confirment une absence de nébuleuse et proposent l’hypothèse d’un effondrement gravitationnel simple, sans explosion de supernovae.
http://astroplus.perso.neuf.fr/constellation/… :
La constellation de Cassiopée facilement reconnaissable grâce à sa forme en W a abrité la Supernova Stella découverte le 6 novembre 1572 et qui dépassa en luminosité Vénus. Ce n’est maintenant qu’une simple étoile à neutrons située à 10000 années-lumière.
http://astronomie.blogs.charentelibre.fr/ar… :
Dans cette constellation est représentée en bas à droite de l’œuvre l’étoile Rhô de Cassiopée. Ce « monstre » pourrait contenir 16 millions de soleils, c’est une étoile en fin de vie qui en 2000 a expulsé son enveloppe intérieure (dont la masse équivaut celle de 10000 fois la masse de La Terre). Elle explosera probablement en supernova et brillera même en plein jour. Elle est aisément visible avec une magnitude de 4,5 et avec des jumelles on peut voir sa couleur jaunâtre. Avec un télescope on peut voir un bel amas ouvert NGC 7789 sous Rhô et un peu à sa gauche.

3°/ LE HALO STELLAIRE ou sphéroïde : le halo constitue la partie externe de la composante sphéroïdale de La Voie Lactée et il est beaucoup moins densément peuplé que le bulbe. On y rencontre des étoiles de population II aux mouvements propres élevés ainsi que des amas globulaires (environ 1% des étoiles du halo). Le halo renferme aussi d’autres objets comme La Galaxie Naine du Sagittaire située par rapport à nous de l’autre côté de la galaxie, La Naine du Grand Chien encore plus proche et même un étrange objet le complexe H reconnu en 2003 comme une petite galaxie satellite de la nôtre. La gravitation de notre Voie Lactée démantèle progressivement ces objets et ils sont absorbés par notre galaxie. Les étoiles sont arrachées et dispersées dans le halo et apparaissent sous la forme de longues traînées.
http://fr.wikipedia.org/wiki/Sagittaire :
La Galaxie Naine du Sagittaire est une galaxie satellite de La Voie Lactée. Son diamètre est d’environ 10000 années-lumière, elle se trouve actuellement à 80000 années-lumière de la Terre et voyage sur une orbite polaire à environ 50000 années-lumière du centre de La Voie Lactée. Elle est également dénommée par l’abréviation SagDEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) et il ne faut pas la confondre avec la galaxie naine irrégulière du Sagittaire, abrégé SagDIG ( Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy). Découverte en 1994 par Rodrigo Ibata, M. Irwin et G. Gilmore, elle se situe à l’opposé du système solaire par rapport au centre galactique et elle est très difficile à observer bien qu’elle couvre une large région du ciel. Elle est composée principalement d’étoiles de population II, vieilles et pauvres en métaux.
http://www.obspm.fr/la-galaxie-naine-du-sagittaire-est-elle-un-débris;html
La ligne de visée vers l’extension nord de Sgr croise le disque et le bulbe de notre propre galaxie avant d’atteindre la galaxie satellite, on a détecté une quantité considérable d’étoiles variables RR Lyrae : la théorie d’évolution stellaire indique que l’âge des RR Lyrae est de plus de 10 milliards d’années et la similitude avec Le Grand Nuage de Magellan (LMC) ressort fortement. La similitude entre Sgr et le LMC ne se limite pas aux étoiles RR Lyrae, mais a également été observée sur des étoiles carbonées ou de la branche des géantes rouges. Sgr pourrait être un débris provenant du LMC après une collision, mais ce scénario pose déjà d’autres questions : quand la collision s’est-elle produite ? Qu’est-il arrivé au gaz ? Comment les plans orbitaux de Sgr et du LMC peuvent-ils apparaître perpendiculaires entre eux ?

D’autre part plusieurs amas globulaires capturés par La Voie Lactée semblent avoir été arrachés à La Naine du Sagittaire et entre autre M 54 ainsi qu’un autre objet Oméga Centauri qui semble correspondre à la partie centrale d’une galaxie capturée et dépouillée de son disque.
Les Nuages à Grande Vitesse ou HVC (high velocity clouds) au statut encore discuté peuplent le halo ou sa périphérie. Il s’agit de concentration d’hydrogène aux vitesses très importantes, certains d’entre eux pourraient correspondre à de la matière éjectée hors de La Voie Lactée par exemple lors d’explosions de supernovae (fontaines galactiques). Il pourrait aussi s’agir pour certains autres de masses gazeuses primordiales appartenant au Groupe Local témoins de résidus de galaxies (complexe H?). Les HVC pourraient dans ce cas fournir l’explication de l’énigme de formation des galaxies à base de matière sombre froide, et dont les modèles prévoient davantage de galaxies naines : on ne pourrait pas encore les observer car elles seraient encore à l’état de nuages.
Le spéroïde pourrait se prolonger par une structure supplémentaire, la couronne à laquelle on donne un diamètre de 600 000 années-lumière et dans laquelle sont plongées aussi six galaxies satellites de La Voie Lactée ainsi que quelques amas globulaires lointains. Cette région très étendue occupe en fait l’espace qui est aussi dévolu à la matière sombre et qui concourt pour 9/10ème à la masse de la galaxie.

LES AMAS GLOBULAIRES : les amas globulaires sont des groupes très serrés d’étoiles concentrées dans un espace sensiblement sphérique de 50 à 300 années-lumière, et présentant une surdensité marquée dans leur région centrale. Ils peuvent contenir plusieurs dizaines, plusieurs milliers, voire plusieurs millions d’objets. On connaît actuellement plus de 150 amas globulaires dans notre Galaxie, la moitié étant situés dans les directions des constellations du Sagittaire d’Ophiuchus et du Scorpion. Sur l’œuvre on aperçoit à droite M4 ainsi qu’Oméga du Centaure, au centre M13 ou l’amas d’Hercule et à gauche d’autres amas ainsi que M54 complètement à gauche dans la galaxie naine du Sagittaire. Disséminés dans le halo, ils circulent selon des orbites très allongées, qui les portent à environ 300 000 années-lumière du centre galactique puis les ramènent dans les régions centrales de La Voie Lactée (Sagittaire et constellations voisines). Le parcours des amas globulaires autour de la galaxie les oblige à traverser périodiquement le plan galactique, il s’ensuit de fortes perturbations gravitationnelles pour leurs étoiles. A chaque traversée du disque un amas globulaire perd donc progressivement de ses étoiles, et après des centaines de révolutions les amas globulaires sont beaucoup plus pauvres en étoiles qu’il ne l’étaient au moment de leur formation. Les étoiles les ayant quittés sont ensuite dispersées dans le halo, et parmi elles beaucoup d’étoiles âgées sont placées sur le trajet des amas globulaires, on trouve par exemple des courants associés à la Naine du Sagittaire ainsi qu’à la Naine du Grand Chien. Il existe également de nombreux autres amas globulaires dans le halo de galaxies voisines telles M31 et M33.

M13 L’Amas d’Hercule : M13 ou Le Grand Amas d’Hercule a été découvert en 1714 par l’astronome britannique Edmond Halley. Charles Messier l’observera 50 ans plus tard en 1764 et le cataloguera le 1er juin, et plus tard William Herschell résoudra M13 en étoiles.
M13 est situé dans la Constellation d’Hercule, la période la plus favorable pour l’observer est le début de l’été (fin juin) car il passe à moins de 10° du zénith.
C’est est un amas globulaire comprenant 100 000 à 1 million d’étoiles. Au cœur de l’amas, la densité stellaire est 500 fois plus forte que celle de notre environnement solaire. La dimension de M13 est d’environ 145 années-lumière de diamètre, soit à peu près 20′ de diamètre angulaire (minutes d’arc). 90 % des étoiles de l’amas seraient situées dans un diamètre de 64 années-lumière, c’est dire sa densité. L’amas d’Hercule paraît sphérique, et il est très vieux entre 12 et 14 milliards d’années. Dans sa population d’étoiles on note très peu d’étoiles variables, seulement 4 de types RR Lyrae, 3 de type Céphéide et quelques étoiles rouges de type Mira. On a par contre découvert un nombre important de jeunes étoiles, dévoilées par leur vitesse angulaire, et il y a fort à parier que ces étoiles ont été capturées par l’amas.
Wikipédia :
Nous découvrons maintenant en bas de l’œuvre à droite l’amas globulaire Oméga du Centaure ou NGC 5139 qui est présenté dans le zoom. Il est situé à environ 15800 années-lumière du Soleil dans la Constellation du Centaure. Agé d’environ 12 milliards d’années, il contient plusieurs millions d’étoiles de population II, avec une densité stellaire au centre de seulement 0,1 année-lumière de distance entre les étoiles. C’est l’un des rares amas globulaires visibles à l’oeil nu ainsi que M13. Il semblerait que NGC 5139 soit le cœur d’une galaxie naine dont la périphérie aurait été dispersée et absorbée par La Voie Lactée. A l’appui de cette hypothèse on peut citer sa vitesse de rotation élevée, sa forme aplatie et la présence en son centre d’un trou noir d’environ 12000 masses solaires.
Cet amas globulaire a été observé en 1677 par Edmond Halley qui l’identifia comme une étoile, puis dans les années 1830 John Herschel l’identifia comme amas globulaire résolu en étoiles individuelles.
http://messier.obspm.fr/f/m054.html :
Nous allons maintenant quitter notre galaxie et nous rendre dans la galaxie Naine du Sagittaire une « voisine » de La Voie Lactée appartenant au Groupe Local, afin de découvrir l’amas globulaire M54 : la Naine du Sagittaire est représentée complètement à gauche en haut sur l’oeuvre et l’amas globulaire M54 est illustré dans un zoom également à gauche mais cette fois ci en bas de l’œuvre.

M54 est un amas bien visible découvert par Charles Messier le 24 juillet 1778, William Herschel a pu résoudre les couches externes en étoiles de 14ème et 15ème magnitude.
Pendant des années sa distance était estimée entre 50000 et 65000 années-lumière, mais en 1994 une découverte sensationnelle montra que M54 était en fait un membre d’une galaxie naine nouvellement détectée: SagDEG pour « Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy » découverte dans le Groupe Local.
M54 coïncide avec l’une des deux principales concentrations de SagDEG, il est donc probable qu’il se trouve à l’intérieur de cette galaxie à une distance estimée entre 80 et 90 000 années-lumière. A cette distance il serait l’un des plus lumineux amas globulaires connus (magnitude visuelle absolue M-v de -10,01) avec une brillance de 850 000 soleils. Son diamètre atteindrait les 300 années-lumière. On a observé dans cet amas au moins 82 variables reconnues, dont une majorité (55) de type RR Lyrae, mais aussi deux variables rouges semi-régulières avec des périodes de 77 et 101 jours.
M54 est facile à repérer, proche de Zeta Sagittarii l’étoile la plus Sud du Sagittaire, mais du fait de sa grande distance, il reste non résolu même dans de grands télescopes d’amateurs, qui laissent voir seulement la texture granuleuse.
http://www.astropolis.fr/catalogue-Messier…
Toujours sur la droite de l’œuvre nous partons en direction de l’amas globulaire M4 découvert en 1746 par l’astronome Philippe Loys de Chéseaux, puis catalogué par Charles Messier le 8 Mai 1764 : ce dernier fut le premier à le résoudre comme « un amas de très faibles étoiles». Distant de 7200 années-lumière M4 est l’amas globulaire le plus proche de nous. Il possède une structure barrée dans sa partie haute, il n’est pas facilement repérable en raison d’un nuage de matière interstellaire placé devant lui. Son éclat est diminué et tire vers le rouge. Son diamètre a été calculé à 75 années-lumière, son diamètre gravitationnel à 140 années-lumière, mais la moitié de la masse totale de l’amas est contenue dans un volume sphérique de 16 années-lumière. M4 possède plus d’une quarantaine d’étoiles variables identifiées, le pulsar 1821-24 (étoile à neutrons tournant à 300 tours par seconde) découvert en 1987, des naines blanches découvertes en 1995 ainsi qu’une planète extra-solaire (un Jupiter chaud) faisant partie d’un système triple caché dans M4 découverte en 2003. Cet amas facile à repérer se situe dans la Constellation du Scorpion à seulement 1,3° à l’ouest de la très visible Antarès.
Entre les amas globulaires représentés en zoom en bas de l’œuvre sont symbolisées quelques étoiles dont les binaires à éclipses. Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l’observateur, ceux-ci s’éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. La courbe de lumière d’une binaire à éclipses est caractérisée par des périodes de luminosité pratiquement constante, entrecoupées de chutes d’intensité périodiques. Le minimum d’éclat (minimum principal) survient lorsque l’étoile la plus brillante est partiellement cachée par la plus faible. Le minimum secondaire, qui peut ne pas être très visible dans certains cas, a lieu lorsque l’étoile la plus brillante obscurcit la plus faible.

Les binaires à éclipses sont généralement classées en trois types : Les Algolides (EA), Les Beta Lyrae (EB) et les Ursae Majoris (EW).
Les Algolides sont le type le plus répandu avec des milliers d’exemplaires, le modèle étant l’étoile Algol. La majorité des étoiles variables de type Algol sont des étoiles binaires assez proches : leurs périodes de révolution l’une autour de l’autre sont relativement courtes, en général quelques jours. Les composantes d’un système binaire de type Algol ont une forme sphérique ou légèrement ellipsoïdale, alors que dans les deux autres types Betae Lyrae et Ursae Majoris, les deux composantes sont si proches que les effets gravitationnels conduisent à des déformations importantes des deux étoiles.

Ainsi s’achève cette promenade dans La Voie Lactée où humbles spectateurs de cette immensité, nous serons conduits à de nombreuses autres découvertes grâce à la nouvelle génération de téléscopes, dont les « yeux » plongeront encore au plus profond de notre galaxie. Je pense au télescope Gaia lancé ce 19 décembre 2013 et qui prendra la mesure très précise de la position et de la vitesse de près d’un milliard d’étoiles.