GALAXIE LA ou VOIE LACTÉE
Structure de la Galaxie
Une grande partie des connaissances sur la structure de la Galaxie provient, d'une part, de l'observation optique et infrarouge des étoiles et des nébuleuses ionisées, d'autre part, de celle du milieu interstellaire par la radioastronomie. Ces deux méthodes peuvent être considérées comme complémentaires : la première s'applique aux étoiles et à la matière interstellaire dont la distance peut être déterminée avec précision, mais elle est d'application très limitée dans le plan galactique à cause de l'absorption interstellaire – moins cependant depuis que les observations dans l'infrarouge se sont développées ; la seconde s'applique seulement au gaz interstellaire, mais elle en permet l'observation jusqu'à des distances considérables, même dans le plan galactique. L'observation des galaxies extérieures est par ailleurs d'un grand secours pour l'étude de la structure galactique.
Statistique stellaire
La statistique stellaire étudie la distribution dans l'espace et les mouvements des étoiles relativement proches, à partir des données fournies par l'observation, à savoir :
– les coordonnées angulaires dans un système d'axes héliocentrique, fixe par rapport à des astres situés en dehors de la Galaxie ;
– la distance, déduite de la comparaison entre la magnitude relative de l'étoile et sa magnitude absolue [cf. étoiles] ;
– le mouvement propre de l'étoile, déterminé par ses changements séculaires de position, après soustraction des effets de la parallaxe et de l'aberration (cf. astrométrie) ;
– sa vitesse radiale, mesurée par le décalage des longueurs d'onde (effet Doppler-Fizeau) présenté par son spectre.
Ces mesures doivent être faites sur un très grand nombre d'astres (plusieurs dizaines de milliers si possible) si l'on veut obtenir des résultats significatifs, car aux mouvements d'ensemble des groupes d'étoiles se superpose un mouvement d'agitation aléatoire analogue à celui des molécules d'un gaz.
La première découverte importante de la statistique stellaire, due à William Herschel en 1783, a été celle du mouvement du Soleil par rapport aux étoiles proches. Si l'on étudie la distribution des vitesses de ces étoiles, on s'aperçoit que la résultante n'est pas nulle : il existe un mouvement d'ensemble de ce nuage d'étoiles par rapport au Soleil ; en réalité, c'est le Soleil qui se déplace d'un mouvement de translation uniforme par rapport aux étoiles voisines ; il se dirige vers un point du ciel situé dans la constellation d'Hercule et nommé apex, à une vitesse de 19,5 kilomètres par seconde. Les coordonnées galactiques de l'apex sont l = 530 et b = + 250.
Si l'on retranche ce mouvement pour chaque étoile, les vitesses résiduelles ainsi définies n'ont pas une distribution isotrope : les étoiles situées dans certaines directions se déplacent plus vite que les autres. C'est l'étude de cette anisotropie qui a conduit à l'image dynamique du voisinage solaire telle qu'elle est conçue actuellement.
Rotation différentielle et constantes de Oort
Mouvement des étoiles
Encyclopædia Universalis France
Les étoiles et le gaz interstellaire tournent autour du centre de la Galaxie suivant des orbites quasi circulaires, avec des vitesses angulaires qui dépendent de leur distance à ce centre. Ce mouvement est représenté sur la figure 1, qui montre également quelle est la vitesse apparente, par rapport au Soleil, d'une étoile du plan, de longitude l et de distance ρ.
On peut mesurer la vitesse radiale R de l'étoile par rapport au Soleil (projection de VM sur la direction SM) et son mouvement propre relatif T/ρ, T étant la projection de VM sur la direction perpendiculaire à SM. Soit ω0 et ω les vitesses angulaires de rotation du Soleil[...]
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Écrit par
- James LEQUEUX : astronome émérite à l'Observatoire de Paris
Classification
Médias
Caractéristiques de la Galaxie
Encyclopædia Universalis France
Étoiles les plus lumineuses de la Galaxie
Encyclopædia Universalis France
Nébuleuse de l'Aigle
NASA/ ESA & The Hubble Heritage Team
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