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Credit: W. Keel (U. Alabama in Tuscaloosa), Cerro Tololo, Chile Voici notre soeur jumelle, la galaxie d'Andromède (M31) située à 2,6 millions d'années-lumière de nous. Chaque grain de lumière est une étoile. Au centre, le nombre d'étoiles est tellement grand, que nous ne voyons qu'une tache blanche. Il y a plusieurs étoiles dans un volume équivalent au Système solaire. |
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http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap021021.html
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La Voie lactée appartient au Groupe Local (Amas Local) dans lequel se trouvent 3 autres galaxies importantes: notre voisine la galaxie d' Andromède, M31 à 2,6 millions d'années-lumière de nous, le grand et le petit nuage de Magellan à 179 et 210 000 années-lumière et une trentaine de petites, dont M33. L'ensemble forme un groupe de 600 à 700 milliards de masses solaires. Le Groupe Local fait lui-même partie du Superamas Local, qui héberge entre autres l'amas de la Vierge. Le Groupe Local s'étire sur environ 6 millions d'années-lumière et sa forme est elliptique. M33 est à 2,85 millions d'années-lumière. Il faut savoir que la Voie lactée et Andromède représente 80% de l'Amas Local. L'objet le plus proche s'appelle SagDEG et se trouve à 80 000 al de nous et à quelques 50 000 al du centre galactique.
Ci-dessous, la Voie lactée, vu par le satellite Cobe. C'est un disque aplati formé d'un noyau central très dense entouré de 4 bras principaux déployés en spirale. Chaque point blanc est une étoile. Il y en a 200 milliards environ et sûrement 400 milliards avec les naines brunes et autres objets indétectables actuellement, qui sont reliés entre eux gravitationnellement. Notre Soleil, qui est l'étoile la plus proche de nous, se trouve dans le disque fin, à 28 000 années-lumière du centre. Elle s'étend au-delà des Nuages de Magellan, 2 galaxies très proches (150 000 années-lumière), ce qui fait que ces 2 galaxies subissent sa loi. En périphérie il y a de la matière peu lumineuse (étoiles naines, trous noirs, neutrinos, etc...). |
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http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobeslide10.jpg L'instrument DIRBE du satellite COBE, dont la mission première fut de mener des investigations sur le bruit de fond diffus du rayonnement fossile, une relique des premiers instants de l'univers, a obtenu cette image de la Voie lactée dans le proche infra-rouge, en fausse couleur. Les informations sont recueillies sur les longueurs d'onde de 1,25 - 2,2 et 3,5 µm. La source de lumière dominante à ces longueurs d'ondes est issue des étoiles à l'intérieur de la Voie lactée. Les gros nuages de poussières qui sont à l'intérieur des bras spiraux, le long des ondes de densité, nous empêchent de voir la Galaxie, mais ils sont transparents au rayonnement infrarouge. L'image est plus rouge dans la direction où il y a plus de poussières, entre les étoiles absorbant la lumière des étoiles plus distantes. L'absorption est si forte dans le rayonnement visible (450 - 700 nm) que la partie centrale de la Voie lactée ne nous est pas visible. Ces poussières sont essentiellement des silicates (à base de silicium). Elles absorbent de la lumière et la réémettent sous forme de rayonnement infra-rouge. C'est grâce à ce rayonnement que COBE a pu obtenir cette image par la tranche, du disque très fin où les poussières sont concentrées et du bulbe. Les données de l'instrument DIRBE permettent des études du contenu et des grandes structures à grande échelle, de la Galaxie, aussi bien que la nature et la distribution des poussières à l'intérieur du Système solaire. Les données sont aussi étudiées pour mettre en évidence le rayonnement fossile résiduel des premières étoiles et galaxies dont la formation fait suite au Big bang.
La Voie lactée, notre Galaxie est de type Sb à Sbc (ou peut-être SBb à SABbc). Ce classement révèle la forme.
Pour voir la Voie lactée et ses poussières: http://www.astro.ucla.edu/~wright/DIRBE/ et aussi: http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap990927.html
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Comme nous sommes situés à l'intérieur des régions externes de la Voie lactée, à seulement 20 al au-dessus du plan galactique et à 28 000 al du centre, la Galaxie nous montre une bande lumineuse qui s'étend à travers le ciel nocturne. Cette zone est aussi appelé : équateur galactique. Son centre est dirigé vers la constellation du Sagittaire, très proche du bord de 2 constellations voisine: ophiuchus et le scorpion. Cette distance de 28 000 al a été confirmé par les dernières mesures du satellite européen d'astrométrie Hipparcos. L'mage ci-dessus nous montre la région centrale de la Voie lactée. Nous découvrons toute la richesse de cet environnement. Devant nous s'étalent le sagittaire, la balance, le scorpion et ophiuchus. Des nébuleuses M8, M16, M17, M20 et la nébuleuse de la Pipe que l'on peut admirer sur l'image ci-après. Les amas ouverts M6, M7, M18, M21, M23, M24 et M25. Des amas globulaires M9, M22, M28, M54, M69, M70 sans oublier la fenêtre de Baade, que vous pouvez voir ci-après.
http://www.allthesky.com/observatories/tololo.html http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/image/9711/galcen_wk_big.gif
Credit: W. Keel (U. Alabama in Tuscaloosa), Cerro Tololo, Chile http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap971111.html
http://www.obspm.fr/messier/Pics/More/galc_map.gif
La nébuleuse de la pipe, visible en bas à gauche, s'appelle ainsi en raison de la forme causée par des "nuages" de poussières qui absorbent la lumière des étoiles et donnant l'impression de volutes de fumée sortant d'une pipe. Ces poussières pourraient être issues de l'étoile Rhô Ophiuchus, à droite. L'étoile brillante rouge est la géante Antarès. Nous voyons plusieurs types de nébuleuses. Les rouges sont des nébuleuses à émission, les bleues en réflexion et les sombres par absorption. L'image a été digitalisée pour la mettre en valeur. |
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The Pipe Dark Nebula (21/06/97) http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap970621.html
Une question a toujours hanté l'homme dés l'instant où il sut que le Système solaire faisait parti d'un monde peuplé de milliards d'étoiles. Quelle est la forme de cet ensemble ? De quoi est-il fait? Lorsque l'on chercha à regarder à l'intérieur de la Galaxie, les poussières empêchèrent d'aller voir bien loin. Il fallut chercher un endroit pour percer le secret de la Voie Lactée. Dans les années 40, Walter Baade identifia une fenêtre prés du centre, où l'opacité était moins élevée. Désormais, cette fenêtre porte son nom. Elle contient des millions d'étoiles et elle sert de moyen d'études des distances dans la Voie Lactée.
Lensing through Baade's Window (01/02/96) http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap960201.html Une utilisation astucieuse de l'effet de lentille gravitationnelle, imaginée par Bohdan Paczynski, consiste à observer des millions d'étoiles dans le bulbe galactique pour contrôler leur luminosité. Beaucoup d'observations se firent à travers la fenêtre de Baade. Des dizaines de cas d'amplification gravitationnelle ont pu être ainsi relevés. Cela a permis de déceler une barre d'étoiles en travers du noyau galactique pointant presque vers le Soleil.
http://www.obspm.fr/messier/m/m008.html Coordonnées de M8, la lagune.
Cette région, en direction du centre galactique, dans le Sagittaire (voir agrandissement ci-dessous) extrêmement riche de notre Galaxie, illustre brillamment la complexité de l'évolution de la matière au sein des galaxies. Les nuages moléculaires, vus comme des nébuleuses très sombres, se condensent et se transforment en nurseries stellaires. Après des millions d'années ils se métamorphosent en étoiles, puis en fin de vie éjectent leur manteau dans le milieu interstellaire qu'elles enrichissent en éléments plus lourds. Parfois les nuages se dissolvent dans le milieu et les étoiles choisissent une vie indépendante dans les tourbillons de la galaxie se mélangeant à d'autres générations d'étoiles. L' image ci-dessous, était prise par le télescope CFHT avec la nouvelle caméra CFH12K. Cette région située à 4 500 al est le siège d'un vaste ensemble de matière interstellaire composée principalement d'hydrogène ionisé, atomique et moléculaire et de poussières. L'hydrogène ionisé se révèle ici par sa luminosité rose orangé caractéristique de l'émission de la raie lyman Ha. En avant de cette nébuleuse se détache une bande obscure composée de grains de poussière interstellaire qui, à cause de leur quantité élevée empêche la lumière de passer. La taille de ces grains est de l'ordre du µm. Les régions bleutées d'apparence diffuses sont des nébuleuses par réflexion. Il s'agit de voiles de poussières situés à proximité d'étoiles brillantes, dont ils réfléchissent une partie de la lumière. Leur coloration tient à ce que la lumière bleue (longueur d'onde plus courte) est plus efficacement réfléchie par les particules de petites tailles que la lumière rouge. Cette nébuleuse très complexe est entourée d'un halo d'étoiles jeunes qui sont nées il y a environ 500 millions d'années au sein de ce complexe de matière stellaire.
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La nouvelle caméra CFH12K créée pour le télescope France Canada Hawaï (CFHT) utilise un nouveau capteur depuis janvier 1999. Elle a un champ très large de 42 x 28 mn d'arc (Lune et Soleil: 30 mn d'arc) grâce à 2 x 6 capteurs de 2048 x 2048 pxls, placés côte à côte donnant un capteur géant de 12288 x 8192 pxls, ce qui porte à plus de 100 000 000 pxls (470 000 pour un camescope) ou 200 mégabits de données par image. La taille du pixel est de 15 µ, donnant ainsi une résolution de 0,206 sec d'arc à f/4 parfaitement adaptée à la qualité du ciel de Mauna Kea.
Aux distances moyennes de la Voie lactée, la structure du milieu interstellaire est vraisemblablement dominée par la coalescence de restes de supernovae d'âges divers. Le milieu qui en résulte est très chaud et très dilué. La température y est de l'ordre de 5.105 K et la densité de 3 particules par dm3 contre 1019 dans 1 cm3 d'atmosphère terrestre. Cette densité provient principalement de nuages froids d'hydrogène neutre (T° de l'ordre 50 K) dans les restes de supernovae qui les engloutissent et les déforment. Les restes de supernovae sont entourés d'une coquille dense qui, au bout de 500 millions d'années, se refroidit brutalement et se condense vraisemblablement en une série de petits nuages denses. Ce mécanisme assure la permanence de la composante froide du milieu interstellaire. La structure de ce milieu est dominée, à plus petite échelle, par l'interaction des nuages denses entre eux et avec les restes de supernovae. Selon les conditions dans lesquelles les nuages entrent en collision, ils se fragmentent en plusieurs morceaux ou, au contraire, s'agglutinent. Le plus souvent les nuages de petites tailles sont absorbés par les plus gros. Lorsqu'ils sont de taille voisine et subissent des collisions obliques, ils se fragmentent généralement. Les restes de supernovae arrachent une partie de l'enveloppe tiède des nuages qui se reconstitue vite par ionisation provoquée par les photos ultraviolets présents en abondance. Les nuages sont également comprimés, distordus et en partie évaporés. Au total, la "masse froide" contenue dans les nuages interstellaires circule en permanence en étant l'hôte de nuages successivement plus massifs, tout en préservant un régime quasi stationnaire. Quand un nuage atteint environ 2 milliards de masses solaires, il commence à se contracter et passe vraisemblablement à l'état de nuage moléculaire. L'hydrogène étant l'élément n°1 de l'univers, il représente 90% du nombre total des atomes que l'on y rencontre. L'hydrogène neutre, H I, est distribué en multiples nuages dont les masses sont comprises entre 0,1 et 1 000 masses solaires. Leur densité est très faible de l'ordre de 50 particules par cm3. La température y régnant est de l'ordre de 80 K. Il existe des nuages encore plus froids et plus dense et probablement produit la coalescence d'un grand nombre de nuages plus petits. Ce sont des nuages moléculaires complexes. La masse de certains nuages dépasse 5.105 masses solaires et leur densité parfois les 10 000 particules par cm3 avec des températures < à 10K. Des observations récentes du rayonnement X ont mis en évidence l'existence de gaz très chauds (plasma de 5.105 à 1.106 K), mais très dilué (3 particules par dm3). Ces gaz sont les résidus de l'explosion de supernovae qui surviennent tous les 30 ans en moyenne. Ces électrons libres présents dans ces plasmas turbulents et les nébuleuses gazeuses provoquent la scintillation des ondes des radiosources. L'ensemble du milieu interstellaire baigne dans des champs magnétiques dont l'intensité est de l'ordre de 1 µG (micro gauss) et qui se manifestent, entre autre, par l'émission synchrotron, observée dans diverses régions de la Voie lactée, produite par l'interaction d'électrons relativistes avec le champ magnétique interstellaire. Mais les électrons ne représentent qu'environ 1% des particules de haute énergie qui sillonnent le milieu interstellaire et qui constituent le rayonnement cosmique de la Galaxie. Ce dernier est composé de noyaux atomiques et de particules élémentaires de toute nature dont l'énergie cinétique peut atteindre 1021 eV (électron-volt). La densité du rayonnement cosmique est négligeable en comparaison du gaz interstellaire qui en moyenne s'élève à 0,3 particules par cm3. Mais son importance tient à la densité cinétique qu'il transporte, comparable à la fois à celle du gaz interstellaire et à celle qui est due à la présence du champ magnétique. Son origine et les mécanismes de son accélération sont encore incertains, bien que l'on s'accorde à penser que les supernovae jouent un rôle prédominant. Infos issues de Mr Chieze: Milieu interstellaire dans l'Atlas de l'Astronomie de l' Encyclopedia Universalis.
L'hydrogène neutre, observé en radio à la longueur d'onde de 21 cm, est principalement amassé le long des 4 grands bras spiraux: bras de Persée, bras du Sagittaire - Carène, bras Ecu - Croix et bras du Cygne. Le centre galactique, qui contient de nombreuses régions d'hydrogène ionisé en expansion et des complexes moléculaires géants, est entouré d'un vaste anneau d'environ 15 000 al de rayon où est concentré une grande partie de l'hydrogène sous forme atomique et moléculaire. Les bras spiraux sous soulignés par la présence de nébuleuses émissives (régions H II au centre), excitée par des étoiles massives de type O. Des nuages moléculaires massifs, sièges d'activités intenses de formation d'étoiles, sont également associés aux bras. |
Cette image
est constituée par une mosaïque de photos représentant un champ du http://chandra.harvard.edu/photo/2002/gcenter/gcenter_xray_rgb.jpg
Le centre de la Voie lactée se situe au sud de la constellation du Sagittaire dans la zone de l'Archer et à seulement 26 000 années-lumière de nous. Sur une image à haute résolution, il est possible de discerner des milliers d'étoiles individuelles à l'intérieur de la région centrale et sur seulement 1 année-lumière, ce qui correspond à la zone d'influence du Soleil. De précédentes observations sur les vitesses des étoiles au centre de la Voie lactée et sur les émissions variables du rayonnement X dans cette zone ont fourni la preuve de la présence d'un trou noir et ont implicitement démontré que les concentrations de masse vues dans beaucoup d'autres noyaux galactiques, sont probablement provoquées des trous noirs super massifs. Cependant, il n'a pas encore été possible d'exclure définitivement plusieurs autres configurations alternatives. C'est en utilisant le mouvement de ces étoiles, pour sonder le champ gravitationnel, que des observations, au cours des années passées, avec le télescope NTT ( New Technology Telescope) de 3,5 m de l'ESO à l'observatoire de La Silla (Chili) (et plus tard sur le télescope Keck de 10 m de Hawaï) ont montré qu'une masse de 2,6 ± 0,2 millions de fois le Soleil est concentrée à l'intérieur d'un rayon de 10 années-lumière, centrée autour de la source intense de signaux radio et rayons X: SgrA* ("Sagittarius A"), au centre d'un amas d'étoiles. Ceci signifie que SgrA* serait la contre-partie d'un présumé trou noir et en même temps elle serait le centre galactique, la meilleure pièce à conviction pour l'existence d'un tel trou massif. Ainsi, les centaines de milliards d'étoiles tournant dans notre Galaxie, le font autour d'un astre minuscule: Sagittarius A*. Cette masse énigmatique est cachée derrière une quantité de poussières comparée à un filtre de 30 magnitudes soit une atténuation de 2,530 = 9.1011 soit une atténuation de 900 milliards .L' image ci-dessous, représente la zone la plus secrète de la Voie lactée. Elle fait à peine 2 années-lumière et fut obtenue à la mi-2002, avec l'instrument NACA du VLT Yepun de 8,2 m de l'ESO, en combinant les images prises dans 3 longueurs d'onde comprises entre 1,6 et 3,5 µm. Ces objets compacts sont des étoiles dont leur couleur est liée à leur température (bleu = chaud et rouge = froid). Il y a aussi des émissions diffuses de rayonnement infrarouge provenant des poussières situées entre les étoiles. Les 2 flèches jaunes indiquent la position au centre de la Voie lactée autour du candidat trou noir "SgrA*" . L'échelle de 1 année-lumière est l'équivalent d'un champ de 8 sec d'arc dans le ciel.
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/phot-23a-02-preview.jpg Credit: Rainer Schödel (MPE) et al., NAOS-CONICA, ESO Le 17 octobre 2002 dans un article paru dans le magazine Nature, les chercheurs ont rapporté leurs résultats, incluant des images haute résolution permettant de tracer les 2/3 de l'orbite de l'étoile S2. Leurs résultats prouvent d' une façon convaincante que S2 se déplace sous l'influence de l'énorme pesanteur d'un objet invisible, qui doit être extrêmement compact -- un trou noir super massif. C'est actuellement l'étoile observable la plus proche de "SgrA*" ("Sagittarius A"), la plus proche du centre galactique. Sa période orbitale serait de 15 ans. Les nouvelles mesures excluent que la masse sombre qui se trouve au centre de la Galaxie, se compose d'un amas d'étoiles exotiques ou de particules élémentaires et laissent peu de doute sur la présence au centre de la Voie lactée, d'un trou noir super massif.
Cette conclusion étonnante, aujourd'hui pratiquement indéniable, est basée sur les observations des étoiles orbitant très près du centre galactique. En utilisant un des très grands télescopes de l'observatoire du Paranal (Chili) équipé de la caméra infrarouge NACO , les astronomes ont patiemment suivi l'orbite d'une étoile particulière, appelée S2, qui évolue à environ 17 heures-lumière du centre de la Voie lactée (soit 3 fois l'orbite de Pluton), image ci-dessous.
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/phot-23c-02-preview.jpg
La capacité de NACO's à dépister des étoiles aussi près du centre galactique, permet de mesurer exactement la masse du trou noir et peut-être même de fournir un test sans précédent de la théorie d'Einstein par l'observation de l' étoile S2 satellisée autour du trou noir. Sur le tracé de droite est affiché l'orbite de S2 observée entre 1992 et 2002 par rapport à SgrA*. La position de S2 à différentes époques est indiquée avec la date exprimée en fraction annuelle. La taille des croix indiquent la marge d'erreur. L'ellipse de l'orbite est représentée fidèlement et un de ses foyers est occupé par SgrA*. Les points de 2002 viennent des observations avec l'instrument NACO. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/video/vid-02-02.mpg animation du centre galactique: 533 ko faite par le Max Planck Society
Maintenant, selon Rainer Schödel, premier auteur du rapport, les chercheurs sont capables de démontrer avec certitude que SgrA* est à l'intérieur de la "masse noire" dont ils ont prouvé l'existence. Encore plus important les nouvelles données ont rétréci par un facteur mille le volume contenant la masse de plusieurs millions de Soleil. En effet, les modèles indiquent que la meilleur estimation du trou noir logeant au centre de la Voie lactée est de 2,6 ± 0,2 millions de masses solaires.
Une équipe internationale a réussi a identifié cet astre mystérieux. Dirigée par K. Lo de l'université de Taïpei, elle a mesuré cette structure à l'aide du VLBA (interféromètre radio) qui se trouve sur tout le territoire américain.
Sgr A* serait donc une structure ovoïde, dont le grand axe mesurerait 540 millions de km et le petit, un peu plus de 100. Le gaz tournant, autour du trou noir central de 2,6 millions de masses solaires, serait porté à la température de plus de 10 milliards de degrés.
Les autres possibilités, tel que amas d'étoiles à neutrons, trou noir de taille stellaire ou étoiles de faibles masses et même une boule de présumés neutrinos peuvent être définitivement exclus. La seule configuration viable serait une étoile hypothétique constituée de particules élémentaires lourdes appelées bosons, lesquelles peuvent être considérées comme des trous noirs. Toutefois, d'après Reinhard Genzel, même si de tels bosons sont possible en principe, ils s'effondreraient rapidement en un trou noir supermassif de toute façon.
Au 201e congrès de l'American Astronomical Society qui se tenait à Seattle pendant la 2e semaine (5 au 9) de janvier 2003, une structure inconnue formée de millions, voire de centaines de millions d'étoiles a été découverte au-delà des bords de la Voie lactée par une équipe de scientifiques du Rensselaer Polytechnic Institute, du Fermi National Accelerator Laboratory, and de Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Cette découverte peut expliquer comment les galaxies se sont formées il y a 10 milliards d'années. Cachées de notre vision derrière des étoiles et du gaz dans le même plan que la Voie lactée, cet anneau d'étoiles, selon Heidi Newberg, professeur associé de physique et d'astronomie à Rensselaer et co-investigateur du projet, à un diamètre approximatif de 120 000 al. En voyageant depuis la Terre, il faudrait 40 000 al pour atteindre l'anneau. Pour Newberg, ces étoiles peuvent être les restes d'une collision entre la Galaxie et une plus petite, une galaxie naine, qui se serait produite il y a des milliards d'années. Et il ajoute que c'est une indication sur la façon dont s'est constituée notre Galaxie à partir du mélange de galaxies plus petites et des naines. Mais aussi, elles pourraient être des étoiles du disque de notre galaxie égarée loin du plan d'origine. Pour l'instant des anneaux similaires autour d'autres galaxies n'ont pas été découverts, ce qui va rendre plus difficile les interprétations. L'anneau d'étoiles est probablement le plus large d'une série de structures similaires qui sont trouvées autour de la Galaxie. Les chercheurs pensent que des petites galaxies sont mises à part, les restes se dissolvent en courant d'étoiles autour de galaxies plus grandes. La gravité, principalement la matière noire, maintient l'anneau sur une orbite circulaire proche autour de la Voie lactée. L'anneau serait plus épais, environ 10 fois, que le disque de la galaxie. A l'intérieur du disque les étoiles ont une vitesse réduite de moitié par rapport à celle existante à l'endroit du Soleil. Il contiendrait 1% de la masse des étoiles de la Voie lactée, soit 1 milliard. Mais les observations n'ayant permis que de voir 1/3 de la circonférence de la Galaxie, cela signifie qu'il est possible que la masse totale de l'anneau soit moins élevée.
Qu'apporte cette découverte ?
Tout d'abord une position idéale pour étudier la distribution et la quantité
de matière noire à l'intérieure de cette bande rétorque Brian Yanny,
scientifique au
Fermilab's Experimental Astrophysics Group et co-investigateur du projet
et ensuite une meilleure compréhension de l'évolution des galaxies. Cette découverte inattendue vient de l'utilisation d'une nouvelle
caméra du SDSS (elle enregistre de très faibles
lumières sur de longues périodes et permet de voir avec un champ de 100 degrés carré) et
des
centaines de mesures spectroscopiques, le tout réalisé grâce à une très
importante coopération internationale de surveillance du ciel nocturne, qui a
duré 4 ans dont faisait partie l'observatoire européen de Las Palma, aux îles
Canaries, avec le télescope de 2,5 m Isaac Newton. Une carte en 3 dimensions révéla dans la direction de la Licorne,
un excès d'étoiles ( des dizaines de milliers) faisant partie d'une structure
séparée de la Voie lactée, ce qui modifie le modèle standard des
galaxies. Cette caméra permet de cartographier en détail 1/4 du ciel en
déterminant la position et la brillance absolue de 100 millions d'objets
célestes. Elle peut mesurer aussi la distance de plus d'un million de galaxies
et quasars. L'Astrophysical Research Consortium (ARC) se trouve à
l'observatoire d' Apache Point, qui est le site des télescopes de SDSS.
Le SDSS est un projet conjoint de l'Université de Chicago, du
Fermilab, de l'Institur des études avancées, du Max Planck Institut pour
l'astronomie, du Max Planck Institut pour l'astrophysique, de l'université de
l'état du Nouveau Mexique, de l'université de Pittsburgh, de l'université de
Princeton, de l'Observatoire Naval des Etats-Unis et de l'université de
Washington. Les fonds de ce projet ont été fournis par la fondation
Alfred P. Sloan, les instituts participants, la NASA, la Fondation Nationale
pour la Science, le département US de l'énergie, le japonais Monbukagakusho
et les sociétés Max Planck. L'Institut Polytechnique de
Rensselaer,
fondé en 1824, est la plus vieille université polytechnique des Etats-Unis.
L'école offre des diplômes universitaires en sciences, technologie,
architecture, management et en sciences humaines et sociales. Le corps
enseignants est réputé pour conduire des études pertinentes dans beaucoup
de centre de recherches caractérisé par de grands partenariats
industriels. Cette Institut est particulièrement connu pour ces succès
aussi bien dans le transfert de technologies des laboratoires vers les
marchés industriels que pour de nouvelles découvertes et inventions au
profit des humanité, de la protection de l'environnement et le
développement économique.
http://www.rpi.edu/web/News/press_releases/2003/milkyway.html Cette figure schématique illustre la géométrie de l'anneau vue
par l'équipe européenne, en relation avec la structure spirale de la Voie
lactée. |
Les nouvelles observations avec le télescope de Green Bank (GBT) du National Science Foundation's Robert C. Byrd suggèrent que ce que les scientifiques pensaient être un nuage intergalactique à une distance inconnue, est en réalité une galaxie naine satellite de la Voie lactée, mais sur une orbite rétrograde.
Jay Lockman du National Radio Astronomy Observatory (NRAO) à Green Bank, Virginie occidentale, a découvert que cet objet, connu sous le nom de "Complex H", allait "percuter" les couches externes de la Voie lactée et qu'il se trouvait sur une orbite inclinée et rétrograde. Ces découvertes seront publiées dans l'édition de juillet 2003 de Astrophysical Journal Letters. Pour Lockman "
beaucoup d'astronomes ont supposé que le "Complex H" était Les études précédentes du Complex H furent impossibles car l'objet était caché derrière les couches externes de la Voie lactée. Les quantités importantes de poussières et de gaz dans les bras galactiques, interceptaient tout le rayonnement visible. Les ondes radio et le rayonnement infra rouge, dont les longueurs d'ondes sont supérieures au rayonnement visible, peuvent être, aujourd'hui, plus facilement détectés à travers les poussières et les gaz. L'extrême sensibilité du télescope GBT a permis à Lockman de dresser une carte précise de la structure du Complex H, révélant un noyau dense se déplaçant sur une orbite inclinée de 45° par rapport au plan galactique. De plus, les scientifiques ont détecté une région diffuse entourant le noyau central. Cette région comparativement moins dense, ressemble à une queue traînant derrière la masse centrale et qui se trouve décéléré par interaction avec la Voie lactée. Les mesures permirent de déterminer que le Complex H que la queue possède des propriétés légèrement différentes du corps central. L'objet, qui semble être un satellite de la Voie lactée, se trouve sur une orbite inclinée et rétrograde et ses couches externes semblent être aspirées par la gravitation de la Galaxie. Ces résultats placent le Complex H parmi le petit club des satellites galactiques, dont l'orbite ne suit pas la rotation du reste de la Voie lactée. La majorité de ces objets appartient aux Nuages de Magellan, lesquels sont affectés gravitationnellement par la Voie lactée et sont dépouillés de leur gaz, ce qui est visible par de longues traînées. Comme les grandes galaxies dévorent les plus petites, les amas d'étoiles et les nuages massifs d'hydrogène, il n'est pas courant que ces objets soient attirés sur une orbite de direction différente des autres objets, autour de la galaxie. C'est ainsi que les scientifiques peuvent constater que la matière d'accrétion peut prendre des orbites contraires au sens général de rotation. La forme déchirée des nuages de Magellan est le résultat de l'interaction avec la Voie lactée et des amas globulaires "tournant à l'envers" furent détectés. Ce serait une preuve que la matière allait dans n'importe quelle direction lors de la création d'une galaxie et le Complex H est probablement issu de cette période chaotique. Ces
nouvelles observations placent le Complex H à peu près à 108 000
années-lumière du centre galactique et indiquent qu'il mesure presque 33.000 années-lumière
et contiendrait 6 millions de masses solaires d'hydrogène. Les amas globulaires et certains autres objets du halo galactique, peuvent être étudiés avec les télescopes optiques parce que leur matière s'est effondrée pour former les étoiles chaudes et lumineuses. Le GBT est le premier radio-télescope entièrement orientable. Il est entré en service actif en août 2000 et il est sans cesse réactualisé par l'adjonction de capteurs les plus performants et cela lui permet de faire des observations à des fréquences de plus en plus élevées.
Ou quand les premières étoiles se sont-elles allumées ? Comprendre exactement la formation et l'évolution de la Voie Lactée est crucial pour la compréhension de l'univers. Néanmoins, les observations relatives sont parmi les plus difficiles, même avec les télescopes les plus puissants disponibles, car elles impliquent une étude détaillée de vieux objets célestes, éloignés et la plupart du temps très faibles. Les premières
mesures du taux de concentration du béryllium contenu dans 2 étoiles
de l'amas globulaire NGC 6397, poussant les technologies
astronomiques vers leurs limites, a permis d'étudier la phase
primitive de la formation des premières générations d'étoiles de
la Galaxie et celle de cet amas stellaire. Un écart de 200 à 300
millions d'années aurait été découvert.
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2004/images/phot-23a-04-preview.jpg
L'astrophysique moderne est capable de mesurer les âges de certaines étoiles, c'est le temps qui s'est écoulé depuis qu'elles ont été constitués par condensation des énormes nuages de gaz et de poussières interstellaires. Quelques étoiles sont très jeunes astronomiquement parlant, juste quelques millions d'années tout comme celles de la proche nébuleuse d'Orion. Le Soleil et son système planétaire se sont formés il y a 4,56 milliards d'années, mais beaucoup d'autres étoiles se sont formées beaucoup plus tôt. Certaines étoiles très vieilles furent découvertes dans des amas stellaires et en particulier les amas globulaires, appelés ainsi car ils ressemblent à des sphères. Les étoiles d'un amas seraient apparues en même temps que lui, car issus en même temps du même nuage. Puisque les étoiles de différentes masses évoluent différemment, il est possible de mesurer l'âge des amas globulaires avec une bonne précision. Les plus vieilles d'entre elles auraient plus de 13 milliards d'années. Pourtant, les étoiles de l'amas ne furent pas les premières étoiles à se former dans la Voie Lactée. Nous le savons car ils contiennent un peu de certains éléments chimiques synthétisés dans une première génération d'étoiles massives qui ont explosées en supernovae après une courte vie tumultueuse. Ces éléments furent déposés dans des nuages à partir desquels les générations suivantes furent créées. ESO PR 03/01. En dépit
de recherches intensives, il n'a pas été possible, jusqu'à
maintenant, de trouver des étoiles moins massives de cette génération
qui pourraient encore briller aujourd'hui. Par conséquent, nous ne savons pas quand ces premières étoiles
furent formées.
Combien d'astrophysiciens voudraient avoir une méthode efficace pour mesurer l'intervalle de temps entre la formation des premières étoiles de la Voie Lactée (dont beaucoup sont rapidement devenues des supernovae) et l'instant où les étoiles dans un amas globulaire d'âge connu ont été formées ? Les nouvelles observations avec le VLT à l'observatoire du Paranal de l'ESO ont maintenant provoqué une avancée dans cette direction. Le béryllium est devenu cet élément magique. Le béryllium est un des éléments les plus légers, le noyau de l'isotope le plus commun et le plus stable (béryllium 9) contient 4 protons et 5 neutrons. Seul l'hydrogène, l'hélium et le lithium sont plus légers. Mais tandis que ces 3 éléments furent produits lors du Big bang et tandis que la plupart des éléments plus lourds étaient produits plus tard à l'intérieur des étoiles, le béryllium 9 peut seulement être produit par " spallation cosmique " . C'est la fission de noyaux lourds sous l'effet d'un rayonnement cosmique intense provenant de supernovae, percutés par des noyaux plus légers tels protons et particules alpha, (la plupart hydrogène et noyaux d'hélium) dans le milieu interstellaire.
Le rayonnement cosmique voyage à travers la Galaxie en suivant les lignes de force du champ magnétique galactique. La production résultante de béryllium est tout à fait uniforme dans la galaxie. La quantité de béryllium s'accroît avec le temps et c'est pourquoi il pourrait servir d' horloge cosmique. Plus le temps passait entre la formation des premières étoiles (ou plus exactement, de leur éjection rapide lors d'explosions de supernovae) et la formation des étoiles de l'amas globulaires est élevé, plus le béryllium, contenu dans le milieu interstellaire dans lequel il fut formé, était élevé. Ainsi, en supposant que ce béryllium est préservé dans l'atmosphère stellaire, plus les chercheurs trouveront de béryllium dans une telle étoile, plus l'intervalle de temps entre la formation des premières étoiles et cette étoile sera élevé. Le béryllium peut donc nous fournir des informations uniques et
cruciales sur les premiers instants de la Voie lactée.
Les bases théoriques pour cette méthode
de datation furent développées au cours des trois dernières décennies
ainsi que tout ce qui est nécessaire pour mesurer le contenu du
béryllium dans les quelques étoiles de l'amas globulaires. En fait, le problème technique à surmonter est triple:
Ainsi s'explique le fait que de telles observations ne furent jamais effectuées auparavant, les difficultés techniques étaient simplement insurmontables.
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