La voie Lactée, de l'étoile brillante Sirius dans le coin supérieur droit jusqu'à Eta Carina, la nébuleuse rouge visible à l'horizon, vu des Florida Keys. Voir plus de photos de la Voie lactée. Tony Hallas/Science-Fiction/Getty Images Un regard sur le ciel nocturne à tout moment de l'année révélera une faible bande de lumière s'étendant à travers le ciel, soit au milieu, soit près de l'horizon. Les anciens Grecs ont vu cette bande de lumière et l'ont appelée "galaxies kuklos, " pour " cercle de lait. " Les Romains l'appelaient la " Voie lactée ". En 1610, Galilée a utilisé les premiers télescopes et a déterminé que la lumière de la Voie lactée provient des milliards d'étoiles sombres qui nous entourent.
Depuis des siècles, les astronomes ont posé de nombreuses questions fondamentales sur la Voie lactée. Qu'est-ce que c'est? De quoi est-ce fait? Quelle forme a-t-il ? Ces questions étaient difficiles à répondre pour plusieurs raisons.
Le 20ème siècle a apporté de grands progrès dans la technologie des télescopes. Grande optique, radio, infrarouge, et les télescopes à rayons X (télescopes spatiaux au sol et en orbite) ont permis aux astronomes de scruter les vastes quantités de poussière et de loin dans l'espace. Avec ces outils, ils pourraient reconstituer à quoi ressemble réellement la Voie lactée.
Ce qu'ils ont découvert était incroyable :
Suivez-nous dans un voyage de découverte en explorant la Voie lactée. Nous examinerons comment les astronomes ont découvert sa forme, taille et structure. Nous verrons comment les étoiles se déplacent et comment la Voie lactée se compare aux autres galaxies.
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Comme nous l'avons mentionné, Galilée a découvert que la Voie lactée est faite d'étoiles sombres, mais qu'en est-il de sa forme ? Comment pouvez-vous dire la forme de quelque chose si vous êtes à l'intérieur ? A la fin des années 1700, l'astronome Sir William Herschel a abordé cette question. Herschel a estimé que si la Voie lactée était une sphère, nous devrions voir de nombreuses étoiles dans toutes les directions. Donc, lui et sa sœur Caroline ont compté les étoiles dans plus de 600 zones du ciel. Ils ont constaté qu'il y avait plus d'étoiles dans les directions de la bande de la Voie lactée qu'au-dessus et au-dessous. Herschel a conclu que la Voie lactée était une structure en forme de disque. Et parce qu'il a trouvé à peu près le même nombre d'étoiles dans toutes les directions le long du disque, il a conclu que le soleil était près du centre du disque.
Vers 1920, un astronome néerlandais nommé Jacobus Kapetyn a mesuré les distances apparentes aux étoiles proches et éloignées en utilisant la technique de la parallaxe. Parce que la parallaxe impliquait de mesurer les mouvements des étoiles, il a comparé les mouvements d'étoiles lointaines avec ceux à proximité. Il a conclu que la Voie lactée était un disque d'environ 20 kiloparsecs, ou 65 ans, 000 années-lumière, de diamètre (un kiloparsec =3, 260 années-lumière). Kapetyn a également conclu que le soleil était au centre ou près du centre de la Voie lactée.
Mais les futurs astronomes remettraient en question ces idées, et la technologie de pointe les aiderait à contester les théories et à proposer des mesures plus précises.
Mesurer les distances aux étoilesSi vous tenez votre pouce à bout de bras puis ouvrez et fermez alternativement chaque œil en le regardant, vous verrez que votre pouce bouge ou se déplace apparemment par rapport à l'arrière-plan. Ce changement est appelé un décalage de parallaxe . Lorsque vous rapprochez votre pouce de votre nez et répétez le processus, vous devriez remarquer que le décalage s'agrandit. Les astronomes peuvent utiliser cette même technique pour mesurer les distances aux étoiles. Alors que la Terre tourne autour du soleil, la position d'une étoile donnée change par rapport au fond d'autres étoiles. En comparant les photographies de l'étoile à six mois d'intervalle, les astronomes peuvent mesurer le degré du décalage et obtenir l'angle de parallaxe (la moitié du décalage de parallaxe =thêta ou ). En connaissant l'angle de parallaxe et le rayon de l'orbite terrestre (R), les astronomes peuvent calculer la distance à l'étoile (D) en utilisant la trigonométrie :D =R x cotangente (thêta) ou D =RCotΘ. Les mesures de parallaxe sont fiables pour les étoiles dont les distances sont inférieures ou égales à 50 parsecs. Pour des distances supérieures, les astronomes doivent trouver des marqueurs d'étoiles variables et utiliser les relations luminosité-distance.
À l'époque où Kapetyn publiait son modèle de la Voie lactée, son collègue Harlow Shapely a remarqué qu'un type d'amas d'étoiles appelé amas globulaire avait une distribution unique dans le ciel. Bien que peu d'amas globulaires aient été trouvés dans la bande de la Voie lactée, il y en avait beaucoup au-dessus et en dessous. Shapely a décidé de cartographier la distribution des amas globulaires et de mesurer leurs distances à l'aide de marqueurs d'étoiles variables au sein des amas et de la relation luminosité-distance (voir encadré). Shapely a découvert que des amas globulaires se trouvaient dans une distribution sphérique et concentrés près de la constellation du Sagittaire. Shapely a conclu que le centre de la galaxie était près du Sagittaire, pas le soleil, et que la Voie Lactée avait un diamètre d'environ 100 kiloparsecs.
Shapely a participé à un grand débat sur la nature de nébuleuses spirales (faibles taches de lumière visibles dans le ciel nocturne). Il croyait qu'ils étaient "des univers insulaires, " ou des galaxies en dehors de la Voie lactée. Un autre astronome, Héber Curtis, croyaient que les nébuleuses spirales faisaient partie de la Voie lactée. Les observations d'Edwin Hubble sur les variables céphéides ont finalement réglé le débat - les nébuleuses étaient en effet en dehors de la Voie lactée.
Mais des questions subsistaient encore. Quelle forme avait la Voie Lactée, et qu'est-ce qui existait exactement à l'intérieur?
Relation luminosité-distanceLes astronomes professionnels et amateurs peuvent mesurer la luminosité d'une étoile en mettant un photomètre ou appareil à couplage de charge au bout d'un télescope. S'ils connaissent la luminosité de l'étoile et la distance à l'étoile, ils peuvent calculer la quantité d'énergie que l'étoile émet, ou sa luminosité ( luminosité =luminosité x 12,57 x (distance) 2 ). Inversement, si vous connaissez la luminosité d'une étoile, vous pouvez calculer sa distance à la Terre. Certaines étoiles - telles que les variables RR Lyrae et Cepheid - peuvent servir d'étalons lumineux. Ces étoiles changent régulièrement de luminosité et la luminosité est directement liée à la période de leur cycle de luminosité.
Pour déterminer les luminosités des amas globulaires, Shapely a mesuré les périodes de luminosité des étoiles RR Lyrae dans les amas. Une fois qu'il a connu les luminosités, il pouvait calculer leurs distances par rapport à la Terre. Voir Comment fonctionnent les galaxies pour savoir comment l'astronome Edwin Hubble a utilisé une technique similaire avec des étoiles variables céphéides pour déterminer que les nébuleuses spirales étaient plus éloignées que les limites de la Voie lactée.
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Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA Edwin Hubble a étudié les galaxies et les a classées en différents types de elliptique et galaxies spirales . Les galaxies spirales étaient caractérisées par des formes de disques avec des bras spiraux. Il allait de soi que parce que la Voie lactée était en forme de disque et parce que les galaxies spirales étaient en forme de disque, la Voie Lactée était probablement une galaxie spirale.
Dans les années 1930, L'astronome R. J. Trumpler s'est rendu compte que les estimations de la taille de la Voie lactée par Kapetyn et d'autres étaient erronées car les mesures reposaient sur des observations dans les longueurs d'onde visibles. Trumpler a conclu que les grandes quantités de poussière dans le plan de la Voie lactée absorbaient la lumière dans les longueurs d'onde visibles et faisaient apparaître les étoiles et les amas lointains plus sombres qu'ils ne l'étaient en réalité. Par conséquent, pour cartographier avec précision les étoiles et les amas d'étoiles dans le disque de la Voie lactée, les astronomes auraient besoin d'un moyen de scruter la poussière.
Dans les années 1950, la première radio télescopes ont été inventés. Les astronomes ont découvert que les atomes d'hydrogène émettaient un rayonnement dans les longueurs d'onde radio et que ces ondes radio pouvaient pénétrer la poussière de la Voie lactée. Donc, il est devenu possible de cartographier les bras spiraux de la Voie lactée. La clé était des étoiles repères comme celles utilisées dans les mesures de distance. Les astronomes ont découvert que les étoiles de classe O et B fonctionneraient. Ces étoiles avaient plusieurs caractéristiques :
Les astronomes pourraient utiliser des radiotélescopes pour cartographier avec précision les positions de ces étoiles O et B et utiliser les décalages Doppler du spectre radio pour déterminer leurs vitesses de mouvement. Quand ils ont fait cela avec beaucoup d'étoiles, ils ont pu produire des cartes radio et optiques combinées des bras spiraux de la Voie lactée. Chaque bras porte le nom des constellations qui s'y trouvent.
Les astronomes pensent que le mouvement de la matière autour du centre galactique met en place ondes de densité (zones de haute et basse densité), un peu comme vous le voyez lorsque vous mélangez la pâte à gâteau avec un mélangeur électrique. On pense que ces ondes de densité sont à l'origine de la nature spirale de la galaxie.
Donc, en examinant le ciel dans plusieurs longueurs d'onde (radio, infrarouge, visible, ultra-violet, rayons X) avec divers télescopes terrestres et spatiaux, nous pouvons obtenir différentes vues de la Voie lactée.
L'effet DopplerTout comme le son aigu d'une sirène de camion de pompiers diminue à mesure que le camion s'éloigne, le mouvement des étoiles affecte les longueurs d'onde de la lumière que nous en recevons. Ce phénomène est appelé effet Doppler. Nous pouvons mesurer l'effet Doppler en mesurant les raies du spectre d'une étoile et en les comparant au spectre d'une lampe standard. La quantité de décalage Doppler nous indique à quelle vitesse l'étoile se déplace par rapport à nous. En outre, la direction du décalage Doppler peut nous indiquer la direction du mouvement de l'étoile. Si le spectre d'une étoile est décalé vers l'extrémité bleue, l'étoile se dirige vers nous; si le spectre est décalé vers l'extrémité rouge, l'étoile s'éloigne de nous.
2008 HowStuffWorks Selon le système de classification d'Edwin Hubble, la Voie lactée est une galaxie spirale, bien que des données cartographiques plus récentes indiquent qu'il peut s'agir d'un galaxie spirale barrée . La Voie lactée compte plus de 200 milliards d'étoiles. C'est environ 100, 000 années-lumière de diamètre, et le soleil est situé à environ 28, 000 années-lumière du centre. Si nous regardons la structure de la Voie Lactée telle qu'elle apparaîtrait de l'extérieur, on peut voir les parties suivantes :
Tous ces composants sont en orbite autour du noyau et sont maintenus ensemble par gravité. Parce que la gravité dépend de la masse, vous pourriez penser que la majeure partie de la masse d'une galaxie se trouverait dans le disque galactique ou près du centre du disque. Cependant, en étudiant les courbes de rotation de la Voie lactée et d'autres galaxies, les astronomes ont conclu que la majeure partie de la masse se trouve dans les parties externes de la galaxie (comme le halo), où il y a peu de lumière émise par les étoiles ou les gaz.
La gravité de la Voie lactée agit sur deux galaxies satellites plus petites appelées Grands et petits nuages de Magellan (du nom de Ferdinand Magellan, l'explorateur portugais). Ils orbitent sous le plan de la Voie lactée et sont visibles dans l'hémisphère sud. Le Grand Nuage de Magellan a environ 70 ans, 000 années-lumière de diamètre et 160, 000 années-lumière de la Voie Lactée. Les astronomes pensent que la Voie lactée siphonne en fait le gaz et la poussière de ces galaxies satellites pendant leur orbite.
C'est compliqué, mais vous pouvez utiliser la version de Newton de la troisième loi de Kepler pour déterminer le nombre d'étoiles dans la Voie lactée. E.L. Wright (UCLA), Le projet COBE, DIRBE, Nasa
Nous avons mentionné plus tôt que les astronomes ont estimé le nombre d'étoiles dans la Voie lactée à partir de mesures de la masse de la galaxie. Mais comment mesurer la masse d'une galaxie ? Vous ne pouvez évidemment pas le mettre sur une échelle. Au lieu, vous utilisez son mouvement orbital. De la version de Newton de Troisième loi de Kepler sur le mouvement planétaire, la vitesse orbitale d'un objet en orbite circulaire, et un peu d'algèbre, vous pouvez dériver une équation pour calculer la quantité de masse (M
Pour la Voie Lactée, le soleil se trouve à une distance de 2,6 x 10 20 mètres (28, 000 années-lumière) et a une vitesse orbitale de 2,2 x 10 5 mètres/seconde (220 km/s), on obtient que 2 x 10 49 kg se trouve dans l'orbite du soleil. Puisque la masse du soleil est de 2 x 10 30 , alors il doit y avoir 10 11 , soit environ 100 milliards, masses solaires (étoiles solaires) sur son orbite. Lorsque nous ajoutons la portion de la Voie lactée qui se trouve en dehors de l'orbite du soleil, nous obtenons environ 200 milliards d'étoiles.
