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La Galaxie
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Définition
La Galaxie est le système stellaire dont font partie le Soleil et son cortège planétaire.
On estime à 100 milliards le nombre d'étoiles qui la composent.
On évalue sa masse totale à 2.10
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masses solaires.
Si l'on se réfère à l'étymologie, la Galaxie, c'est d'abord la Voie lactée, immense écharpe parsemée de dizaines de milliards de
soleils, qui barre le ciel nocturne. Confirmant des intuitions plus anciennes, les astronomes du XXe siècle ont repéré dans le ciel
des milliards d'autres galaxies, de toutes formes et de toutes couleurs, dont l'observation renseigne peu à peu sur l'origine et
l'évolution de l'Univers.
C'est un système d'étoiles groupées en très grand nombre et liées entre elles par la gravitation, à l'image de notre Galaxie, ou la
Galaxie (nom propre), qui est le système dont fait partie le Soleil (avec ses planètes) et dont l'aspect dans le ciel est la Voie lactée.
Les étoiles, dans lesquelles se trouve concentrée la plus grande partie de la matière présente dans l'Univers observé, ne sont
réparties ni uniformément ni au hasard dans l'espace considéré à la plus grande échelle possible, celle de l'Univers pris dans son
ensemble ; elles y apparaissent, au contraire, surtout regroupées en une multitude de systèmes stellaires bien distincts, plus ou
moins épars, occupant chacun un espace relativement restreint (à l'échelle de l'Univers) ; ces systèmes, les galaxies, présentent
une unité, une cohésion et une stabilité telles qu'ils doivent être considérés à leur tour comme des objets entrant dans la structure
hiérarchisée de la matière.
Les résultats de l'astrophysique font apparaître les galaxies comme d'immenses îlots de matière, de taille et de forme variables,
animés de mouvements complexes, au sein desquels semblent se former et évoluer la quasi-totalité des étoiles. On estime leur
nombre dans l'Univers observable (jusqu'à la magnitude 23) à un milliard environ. Une galaxie telle que la nébuleuse d'Andromède
peut comporter jusqu'à plusieurs centaines de milliards d'étoiles évoluant dans un milieu interstellaire où on observe la présence
de gaz, de poussières et de rayonnements de haute énergie. Leur plus grande dimension peut atteindre 50 000 parsecs (1 parsec
[pc] = 3,26 années-lumière, ou 30 000 milliards de km), avec une masse égale à quelques centaines de milliards de masses
solaires.
Les galaxies les plus proches de notre système, les nuages de Magellan, sont situées à une distance de l'ordre de 50 000 pc.
Notre système solaire fait lui-même partie d'une galaxie, la Galaxie, ou " Voie lactée ", qui pendant longtemps a constitué le seul
univers concevable. Les premières hypothèses relatives à l'existence de systèmes stellaires distincts du nôtre ont été formulées au
XVIIIe siècle, après que l'observation (par William Herschel, notamment) d'astres ayant l'apparence de taches brillantes diffuses
(les nébuleuses), qu'on ne pouvait identifier à des étoiles, permit de concevoir l'existence d'objets célestes jusqu'alors inconnus.
Emmanuel Kant propose dès cette époque de considérer que certaines de ces nébuleuses sont des objets très lointains, des
systèmes stellaires semblables au nôtre, les univers-îles. La confirmation définitive de cette intuition géniale n'est acquise qu'au
début du XXe siècle, lorsque Edwin Hubble, en 1924, grâce au télescope de 2,50 m de diamètre du mont Wilson, identifie, dans
certaines nébuleuses, différentes étoiles de types connus dans notre Galaxie, et dont la magnitude permet de les situer bien
au-delà des limites de cette dernière.
La démonstration de l'existence de nombreuses galaxies distinctes de la nôtre a constitué un apport important à la description de
l'Univers, qui apparaît, aussi loin qu'on puisse l'observer, comme un ensemble de galaxies. Simultanément, l'étude de l'Univers est
devenue plus complexe, car l'observation des galaxies a révélé de nombreux phénomènes (concernant leur structure et leur
évolution) qui échappent encore à toute explication sûre.
Structure de la Galaxie
La détermination de sa structure spatiale a été rendue difficile du seul fait que les observateurs terrestres sont placés à l'intérieur
du système et sont gênés par les constituants mêmes de la Galaxie (opacité de la matière stellaire ou interstellaire). Toutefois, par
de nombreuses mesures portant sur la distance et la répartition des étoiles et de la matière diffuse (en particulier, celle de
l'hydrogène, obtenue grâce aux observations radioastronomiques), ainsi que par comparaison avec les galaxies extérieures, on a
pu mettre en évidence sa structure spiralée.
Le " corps " de la Galaxie, regroupant la plus grande partie des étoiles qui la composent, peut être inscrit dans un disque plat - le
disque galactique, d'un diamètre de 30 kpc (1 kiloparsec = 1 000 pc) et d'une épaisseur de 1 kpc - présentant un renflement central
(le bulbe, ou condensation centrale, dont l'épaisseur est de l'ordre de 3 kpc) et admettant un plan de symétrie (le plan galactique).
La partie aplatie du disque s'amincit vers la périphérie en se divisant en bras qui s'enroulent en spirale autour du bulbe, lequel a la
forme d'un ellipsoïde dont le grand diamètre est de l'ordre de 5 kpc. Au centre du bulbe se trouve le noyau de la Galaxie, situé
dans la direction du Sagittaire sur la sphère céleste ; on y détecte une radiosource inaccessible à l'observation optique, où
l'émission d'un rayonnement synchrotron indique la présence d'un flux d'électrons relativistes. En outre, l'extrême luminosité
infrarouge, la présence d'intenses sources X et ? (gamma) laissent supposer l'existence d'un trou noir massif (1 million de masses
solaires).
Autour du disque galactique, on observe des étoiles dispersées dans une sorte de halo quasi sphérique d'un diamètre de 50 kpc.
L'existence d'une couronne de matière interstellaire et de particules partiellement confondues avec le halo, suggérée par la
détection de rayonnements radioélectriques provenant de cette région, n'a pu encore être établie.
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Le Soleil est situé près du bord intérieur de l'un des bras spiraux, le bras d'Orion, à environ 8,5 kpc du centre de la Galaxie.
D'une façon générale, la densité de la matière galactique augmente rapidement vers le plan galactique, d'une part, et vers le centre
du bulbe, d'autre part. Son hétérogénéité résulte de l'évolution des étoiles et de la Galaxie : les bras du disque sont plus riches en
matière interstellaire et en étoiles " jeunes " ; la densité au voisinage du Soleil est de l'ordre de 0,1 masse solaire/pc3 ; le halo et le
bulbe (10 % de la masse totale) sont pauvres en matière interstellaire et riches en étoiles " vieilles " ; la densité au centre du bulbe
est 25 000 fois plus grande qu'au voisinage du Soleil. L'ensemble de la Galaxie est animé d'une rotation autour d'un axe central,
mais ce mouvement n'est pas uniforme pour toutes les étoiles (rotation différentielle) : lorsque la distance au centre augmente, la
vitesse angulaire diminue ; cependant, jusqu'à une distance de 10 kpc, la vitesse linéaire croît avec l'éloignement ; au-delà, elle
décroît. Le Soleil, en particulier, se déplace à 250 km/s et effectue une révolution en 250 millions d'années. À cette rotation
d'ensemble se superposent divers mouvements individuels ou localisés : trajectoires elliptiques autour du centre, oscillations par
rapport au plan galactique, mouvements d'expansion..., qui sont encore mal connus.
Les étoiles de la Galaxie
Les étoiles sont les principaux constituants de la Galaxie (98 % de la masse totale observable). L'observation à l'aide d'un
instrument fait apparaître dans le ciel une nuée d'étoiles concentrées dans une bande faiblement lumineuse (dont l'aspect est à
l'origine du nom donné à notre Galaxie : la Voie lactée), qui n'est autre que la projection, sur la sphère céleste, du disque
galactique.
Une analyse de cet ensemble d'étoiles révèle qu'elles peuvent être réparties en sous-systèmes galactiques concentriques de
forme ellipsoïdale, d'épaisseur variant de celle du disque (composante aplatie) à celle du halo (composante sphérique) en passant
par les valeurs intermédiaires, et tournant à des vitesses différentes. À chaque sous-système correspond une population stellaire,
notion introduite en 1944 par Walter Baade à partir de la comparaison des diagrammes Hertzsprung-Russell des amas ouverts et
des amas globulaires, qui traduisent la variation des propriétés des étoiles (composition chimique, position dans la Galaxie,
mouvements) en fonction de leur âge. Ainsi, la population I comporte principalement les étoiles jeunes (moins de 100 millions
d'années), que l'on trouve dans les amas ouverts et qui sont situées dans les bras spiraux du disque, animées d'une rotation
d'ensemble rapide (jusqu'à 250 km/s), avec des trajectoires individuelles quasi circulaires ; les étoiles de la composante aplatie,
riche en matière interstellaire, appartiennent essentiellement à cette catégorie : étoiles O et B (bleues), associations, supergéantes,
certaines étoiles variables (céphéides, T Tauri), nébuleuses brillantes. La population II comporte principalement les étoiles vieilles
(plus de 6 milliards d'années), que l'on trouve dans les amas globulaires et qui sont situées dans le halo, animées d'un mouvement
d'ensemble relativement lent (50 km/s), avec des trajectoires individuelles elliptiques très excentrées ; dans cette catégorie se
rangent les étoiles de la composante sphérique, appauvrie en matière interstellaire : étoiles déficientes en métaux, sous-naines
(surtout rouges), certaines étoiles variables (RR Lyrae). Entre ces deux populations extrêmes, on peut définir des populations
intermédiaires : population I jeune, intermédiaire, vieille, population disque, population II intermédiaire.
Formation - Evolution
L'ensemble des connaissances acquises aujourd'hui permet d'esquisser un schéma d'évolution plausible, suivant lequel la Galaxie
a été formée il y a 13,5 milliards d'années, à partir d'un immense nuage de gaz très diffus (10-4 atomes/cm3) et turbulent, animé
d'une lente rotation.
Par un effet de contraction gravitationnelle, la densité de la protogalaxie a augmenté avec des condensations locales, les
protoamas, qui sont devenus les amas globulaires que nous observons. L'attraction gravitationnelle, imprimant aux protoamas un
mouvement rapide dirigé vers le centre, leur fait décrire une trajectoire elliptique très excentrée impliquant un passage rapide près
du centre suivi d'un éloignement prolongé dans le halo, les amas formés dans les régions centrales restant en permanence dans le
bulbe ; les étoiles formées au cours de cette période constituent la population II extrême. La contraction, accélérant la rotation,
provoque un aplatissement de la matière encore diffuse et une augmentation de densité, qui accroît le rythme de formation des
étoiles (en amas de moins en moins denses) appartenant aux populations intermédiaires. Enfin, la Galaxie prend sa forme
actuelle, très plate, avec une petite fraction du gaz initial étalée au voisinage du plan galactique et au sein de laquelle on observe
la population extrême.
Dans ce schéma simplifié, de nombreux problèmes demeurent sans réponse : formation et stabilité des bras spiraux ; échanges de
matière entre le centre, la périphérie et le milieu extragalactique ; structure du champ magnétique galactique.
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Au-delà de notre Galaxie s'étend l'espace extragalactique, que les grands télescopes et la radioastronomie nous montrent peuplé
d'objets nombreux et divers, parfois très lointains. Les plus visibles d'entre eux sont les nébuleuses extragalactiques, ou galaxies.
Leur étude systématique, qui s'est développée à partir des travaux de Hubble, a révélé l'existence d'une grande variété de formes,
de tailles et d'éclats.
La classification de Hubble-Sandage
Elle fait apparaître les principaux types morphologiques.
Les galaxies elliptiques (E)
N'ont pas de structure interne bien définie et leur forme, très régulière, va de la sphère à l'ellipsoïde très aplati. Leur taille est très
variable : des galaxies naines aux galaxies les plus importantes (2 000 milliards de masses solaires) et les plus brillantes connues.
La plupart sont des radiosources, parfois puissantes. Elles paraissent contenir peu de gaz neutre, du gaz ionisé dans les régions
centrales, et avoir une population stellaire assez homogène, plutôt vieille (dominée par les géantes rouges et les naines). Leur
rotation d'ensemble est faible.
Les galaxies lenticulaires (SO et SBO)
Leur structure présente un disque plat, un bulbe central et une enveloppe extérieure ; elles constituent une transition entre les
elliptiques et les spirales, liée à un aplatissement critique. Elles contiennent davantage de gaz que les elliptiques et tournent plus
rapidement. Leur rayonnement radioélectrique est souvent important. Le type SO aboutit aux spirales simples, tandis que le type
SBO débouche sur les spirales barrées.
Les galaxies spirales (S et SB)
De forme plate, comme les galaxies lenticulaires, leur disque se divise en bras, qui semblent s'enrouler autour du bulbe, et est
entouré d'un halo d'étoiles (en amas globulaires). Leur composition est très hétérogène, structurée en populations stellaires
variées, dont les plus jeunes sont associées à des gaz et des poussières, dominées par les supergéantes, les géantes rouges et
les naines, l'ensemble étant animé d'une rotation relativement rapide, non uniforme. Leur rayonnement radioélectrique est
rarement très important. La structure spiralée, qu'il est difficile d'expliquer par la rotation galactique, pourrait être due à la
propagation d'une onde de densité de matière formant des zones concentriques de densité variable. Les galaxies spirales peuvent
être classées en sous-types suivant l'ouverture de leurs bras. Dans les spirales simples (ou " normales ", S), les bras sont
directement rattachés au bulbe (notre Galaxie est dans ce cas, type Sb), tandis que dans les spirales barrées (SB) les bras sont
rattachés au bulbe par une importante " barre " diamétrale.
Les galaxies irrégulières (Ir)
Probablement plates, elles ne possèdent aucune symétrie permettant de les rattacher aux types précédents ; on distingue le type
Ir1, riche en étoiles brillantes et en matière interstellaire animées de mouvements chaotiques, et le type Ir2, très riche en matière
diffuse, mais sans étoiles brillantes.
Leurs propriétés générales
Pour l'ensemble des galaxies entrant dans cette classification (98 %), on peut dégager certaines propriétés générales. Leurs
dimensions sont comprises entre 103 et 5.104 pc, avec des masses de 108à 1012 masses solaires (1039 t en moyenne). Presque
toutes sont plates et animées d'une rotation parfois rapide (sauf les elliptiques). Presque toutes ont un noyau central dense, siège
de phénomènes intenses (sauf certaines irrégulières). Toutes les galaxies sont des sources de rayonnement électromagnétique
(radio, infrarouge, visible, etc.) souvent intense. L'étude de leurs spectres permet de déduire qu'elles ont toutes, en proportion
variable, les mêmes constituants que notre Galaxie. Elles ont probablement un champ magnétique propre. La plupart des galaxies
apparaissent groupées, soit en amas réguliers de plusieurs milliers de constituants (elliptiques ou lenticulaires), soit en amas
irréguliers de 10 à 103 constituants de tous types : ainsi, notre Galaxie appartient à un petit amas irrégulier d'une vingtaine
d'éléments et d'une étendue de 106 parsecs. Les amas sont eux-mêmes groupés en superamas.
Les galaxies particulières
À côté des galaxies entrant dans la classification de Hubble-Sandage, on en observe un certain nombre présentant des
particularités " étranges ", telles que :
les galaxies multiples, galaxies (de 2 à 8 membres) fortement liées par la gravitation, parfois reliées par un " pont " de matière ou
noyées dans une nébulosité ;
les galaxies naines, de taille et de luminosité réduites, très nombreuses, jamais spiralées ;
les radiogalaxies, émettant un rayonnement radioélectrique très intense, comparable au rayonnement visible des galaxies les plus
lumineuses ; la plupart sont elliptiques ou lenticulaires ;
les galaxies de Seyfert, galaxies comportant un noyau très dense dans lequel se déroulent des phénomènes d'une extraordinaire
intensité énergétique (le noyau émet des rayonnements infrarouges, visibles et parfois radioélectriques d'une intensité
exceptionnelle) ;
les quasars (pour quasi stellar [objects]), objets extrêmement éloignés, donc très anciens, qui se présentent comme des
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radiosources d'une très forte intensité associées à des objets visibles sans étendue apparente, dont le spectre révèle un intense
déplacement vers le rouge. Ce sont donc des galaxies nées peu de temps après la naissance de l'Univers, sièges de phénomènes
extrêmement violents (d'où leur puissant rayonnement radio) et si éloignées qu'on ne leur voit pas de diamètre apparent. Ils
figurent parmi les plus anciens objets de l'Univers ;
les galaxies compactes, galaxies très condensées, de taille réduite, dont la luminosité est celle d'une grande galaxie ;
les galaxies " grelots ", elliptiques, à deux noyaux ;
les galaxies N, elliptiques, à noyau entouré d'une nébulosité ;
les galaxies de Haro, qui émettent des jets de matière.
Nos connaissances sur la physique des galaxies de tous types sont insuffisantes pour tracer un schéma d'évolution général, qui
s'inscrirait probablement dans le schéma général de formation et d'évolution de l'Univers tel que nous l'observons. Il est cependant
certain que la classification de Hubble-Sandage ne correspond pas à un schéma évolutif, mais traduit les différentes possibilités
d'évolution en fonction des paramètres physiques (masse, moment angulaire, etc.) des nuages protogalactiques initiaux.
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