La Voie lactée

Une galaxie est une collection d’étoiles et de matériaux interstellaires liés par la gravité. La galaxie dans laquelle notre Soleil vit s’appelle la Voie Lactée.

Bien qu’il soit difficile de savoir quelle est la forme de la galaxie la Voie lactée parce que nous sommes à l’intérieur, les astronomes l’ont identifiée comme une galaxie spirale typique contenant entre 100 et 400 milliards d’étoiles.

La Voie Lactée est un lieu important. Notre système solaire, y compris le Soleil, la Terre et toutes les autres planètes, se trouve dans l’un des bras spiraux du disque de la Voie lactée. La plupart des étoiles que nous voyons dans le ciel sont des étoiles relativement proches qui font également partie de ce bras en spirale. La Terre se situe à environ 26 000 années-lumière du centre de la galaxie, à un peu plus de la moitié du centre de la galaxie jusqu’au bord.
Les astronomes ont récemment découvert qu’au centre de la Voie lactée, et de la plupart des autres galaxies, se trouve un trou noir supermassif, bien qu’aucun trou noir ne soit visible.

Principaux composants de la Galaxie

Amas d’étoiles et associations stellaires

Bien que la plupart des étoiles de la galaxie la Voie lactée existent sous forme d’étoiles simples comme le Soleil ou d’ étoiles doubles , il existe de nombreux groupes et amas remarquables d’étoiles qui contiennent des dizaines à des milliers de membres. Ces objets peuvent être subdivisés en trois types: les amas globulaires , les amas ouverts et les associations stellaires. Ils diffèrent principalement par l’âge et par le nombre d’étoiles membres.

Amas globulaires

Les amas d’étoiles les plus grands et les plus massifs sont les amas globulaires, appelés ainsi en raison de leur apparence approximativement sphérique. La galaxie la Voie lactée contient plus de 150 groupes globulaires (le nombre exact est incertain en raison de l’obscurcissement dû à la poussière dans la bande de la Voie lactée, ce qui empêche probablement la visualisation de certains groupes globulaires). Elles sont disposées dans un halo presque sphérique autour de la Voie Lactée, avec relativement peu vers le plan galactique mais une forte concentration vers le centre. La distribution radiale, lorsqu’elle est tracée en fonction de la distance du centre galactique, correspond à une expression mathématique d’une forme identique à celle décrivant la distribution des étoiles dans les galaxies elliptiques .

Les amas globulaires sont des objets extrêmement lumineux. Leur luminosité moyenne équivaut à environ 25 000 soleils. Les plus lumineux sont 50 fois plus lumineux. Les masses des amas globulaires, mesurées en déterminant la dispersion dans la vitesse des étoiles individuelles, vont de quelques milliers à plus de 1 000 000 de masses solaires. Les grappes sont très grandes, avec des diamètres allant de 10 à 300 années-lumière. La plupart des amas globulaires sont fortement concentrés à leurs centres, avec des distributions stellaires qui ressemblent à des sphères de gaz isothermiques avec une valeur de coupure correspondant aux effets de marée de la Galaxie. Un modèle précis de la distribution des étoiles dans un groupe peut être dérivé de la dynamique stellaire, qui prend en compte le type d’orbite des étoiles dans la grappe, les rencontres entre ces étoiles membres et les effets des influences extérieures. L’astronome américain Ivan R. King, a dérivé des modèles dynamiques qui correspondent très étroitement aux distributions stellaires observées. Il constate que la structure d’une grappe peut être décrite en termes de deux chiffres: (1) le rayon central, qui mesure le degré de concentration au centre et (2) la rayon de marée, qui mesure la coupure des densités d’étoiles au bord de l’amas.

Une caractéristique essentielle des grappes globulaires de la galaxie est leur vieillesse uniforme. Déterminés en comparant la population stellaire des amas globulaires aux modèles d’évolution stellaire, tous les âges mesurés à ce jour varient de 11 milliards à 13 milliards d’années. Ce sont les objets les plus anciens de la galaxie et ont donc dû figurer parmi les premiers. Le fait que les amas globulaires ont tendance à contenir beaucoup moins d’éléments lourds que les étoiles dans le plan de la galaxie, par exemple le Soleil, indique également que c’est le cas. Composé d’étoiles appartenant à la population extrême II, ainsi que les étoiles de halo aux hautes latitudes, ces assemblages presque sphériques se sont apparemment formés avant que le matériau de la galaxie ne soit aplati dans le disque mince actuel. Au fur et à mesure de l’évolution de leurs composants, ils ont abandonné une partie de leurs gaz dans l’espace interstellaire. Ce gaz s’est enrichi en éléments lourds (c.-à-d. Des éléments plus lourds que l’hélium) produits dans les étoiles au cours des dernières étapes de leur évolution, de sorte que le gaz interstellaire dans la galaxie est en constante évolution. L’hydrogène et l’ hélium ont toujours été les principaux composants , mais les éléments lourds ont progressivement gagné en importance. Le gaz interstellaire actuel contient des éléments plus lourds que l’ hélium à un niveau d’environ 2% en masse, alors que les grappes globulaires contiennent aussi peu que 0,02% des mêmes éléments.

Les amas ouverts

Les grappes plus petites et moins massives que les grappes globulaires se trouvent dans le plan de la galaxie, mélangées à la majorité des étoiles du système , y compris le Soleil. Ces objets sont les groupes ouverts, ainsi nommés car ils ont généralement une apparence plus ouverte et moins structurée que les groupes globulaires typiques.

Les amas ouverts sont répartis dans la galaxie de la même manière que les jeunes étoiles. Ils sont fortement concentrés le long du plan de la galaxie et leur nombre diminue lentement vers l’extérieur à partir de son centre. La distribution à grande échelle de ces amas ne peut pas être apprise directement car leur existence dans le plan de la Voie Lactée signifie que la poussière obscurcit ceux qui se trouvent à plus de quelques milliers d’années-lumière du Soleil. Par analogie avec les amas ouverts dans les galaxies externes similaires à la galaxie la Voie lactée, il est supposé qu’ils suivent la distribution générale de la lumière intégrée dans la galaxie la Voie lactée, à ceci près qu’ils sont probablement moins nombreux dans les zones centrales. Il y a des preuves que les plus jeunes amas ouverts sont plus densément concentrés dans les bras en spirale de la Galaxie, au moins dans le voisinage du Soleil où ces bras peuvent être discernés.

Les grappes ouvertes les plus brillantes sont considérablement plus faibles que les grappes globulaires les plus brillantes. La luminosité absolue maximale semble être environ 50 000 fois supérieure à celle du Soleil, mais le pourcentage le plus élevé d’agglomérats ouverts connus a une luminosité équivalente à 500 luminosités solaires. Les masses peuvent être déterminées à partir de la dispersion dans les vitesses mesurées des membres stellaires individuels des grappes. La plupart des amas ouverts ont de petites masses de l’ordre de 50 masses solaires. Leurs populations totales d’étoiles sont petites, allant de quelques dizaines à quelques milliers.

Les amas ouverts ont un diamètre de seulement 2 ou 3 à environ 20 années-lumière, la majorité ayant moins de 5 années-lumière de diamètre. Dans leur structure, ils ont un aspect très différent des amas globulaires, bien qu’ils puissent être compris en termes de modèles dynamiques similaires. La différence structurelle la plus importante est leur faible masse totale et leur relâchement relatif, qui résultent de leurs rayons de noyau comparativement importants. Ces deux caractéristiques ont des conséquences désastreuses en ce qui concerne leur destin ultime, car les grappes ouvertes ne sont pas suffisamment liées gravitationnellement pour pouvoir résister aux effets de marée perturbateurs dans la Galaxie. À en juger par l’échantillon de grappes ouverts situés à moins de 3 000 années-lumière du Soleil, seulement la moitié d’entre eux peuvent résister à ces forces de marée pendant plus de 200 millions d’années, et à peine 2% ont une espérance de vie pouvant atteindre 1 milliard d’années.

Les âges mesurés des amas ouverts concordent avec les conclusions tirées à propos de leur espérance de vie. Ils ont tendance à être des objets jeunes; seuls quelques-uns sont connus pour dépasser 1 milliard d’années. La plupart ont moins de 200 millions d’années et certaines ont entre 1 et 2 millions d’années. Les âges des amas ouverts sont déterminés en comparant leur appartenance stellaire à des modèles théoriques d’évolution stellaire. Étant donné que toutes les étoiles d’un amas ont à peu près le même âge et la même composition chimique, les différences entre les étoiles membres résultent entièrement de leurs masses différentes. À mesure que le temps avance après la formation d’un amas, les étoiles massives, qui évoluent le plus rapidement, disparaissent progressivement du groupe pour devenir des étoiles naines blanches ou d’autres restes stellaires sous-lumineux. Les modèles théoriques de grappes montrent comment cet effet modifie le contenu stellaire avec le temps, et les comparaisons directes avec les grappes réelles fournissent des âges fiables pour ces derniers. Pour faire cette comparaison, les astronomes utilisent un diagramme (le diagramme couleur-magnitude) qui représente la température des étoiles en fonction de leur luminosité. Des diagrammes couleur-magnitude ont été obtenus pour plus de 1 000 grappes ouvertes et les âges sont donc connus pour cet échantillon de grande taille.

Les amas ouverts étant principalement des objets jeunes, ils ont une composition chimique qui correspond à l’environnement enrichi à partir duquel ils se sont formés. La plupart d’entre eux ressemblent au Soleil dans leur abondance d’éléments lourds, et certains sont encore plus riches. Par exemple, les Hyades , qui forment l’un des amas les plus proches, ont presque deux fois plus d’abondance d’éléments lourds que le Soleil. Dans les années 90, il devint possible de découvrir de très jeunes amas ouverts qui étaient auparavant entièrement cachés dans des régions poussiéreuses et profondes. À l’aide de détecteurs à réseau infrarouge, les astronomes ont découvert que de nombreux nuages ​​moléculaires contenaient de très jeunes groupes d’étoiles qui venaient de se former et, dans certains cas, se formaient encore.

Associations stellaires

Même plus jeunes que des amas ouverts, les associations stellaires sont des groupes très lâches de jeunes étoiles qui partagent un lieu et une époque d’origine communs, mais qui ne sont généralement pas assez étroitement liées par gravité pour former un amas stable. Les associations stellaires sont strictement limitées au plan de la Galaxie et n’apparaissent que dans les régions du système où se forment des étoiles, notamment dans les bras spiraux. Ce sont des objets très lumineux. Les plus brillants sont encore plus brillants que les amas globulaires les plus brillants, mais ce n’est pas parce qu’ils contiennent plus d’étoiles; au lieu de cela, il est le résultat du fait que leurs étoiles constitutives sont beaucoup plus brillantes que les étoiles constituant les grappes globulaires. Les étoiles les plus lumineuses des associations stellaires sont de très jeunes étoiles de types spectraux O et B. Elles ont une luminosité absolue aussi brillante que n’importe quelle étoile de la Galaxie, de l’ordre d’un million de fois la luminosité du soleil. Ces étoiles ont une durée de vie très courte, de quelques millions d’années seulement. Avec des étoiles lumineuses de ce type, il n’est pas besoin d’être très nombreux pour constituer un groupe très lumineux et remarquable. La masse totale des associations d’étoiles ne représente que quelques centaines de masses solaires, la population d’étoiles se chiffrant en centaines ou parfois en milliers.

Les tailles des associations stellaires sont grandes; le diamètre moyen de ceux de la Galaxie est d’environ 250 années-lumière. Ils sont si grands et si vaguement structurés que leur auto-gravitation est insuffisante pour les maintenir ensemble. En quelques millions d’années, les membres se dispersent dans l’espace environnant pour devenir des étoiles séparées et non liées dans le champ galactique.

Groupes en mouvement

Ces objets sont des organisations d’étoiles qui partagent des mouvements mesurables communs. Parfois, ceux-ci ne forment pas un amas visible. Cette définition permet d’appliquer le terme à une gamme d’objets allant des groupes liés gravitationnellement les plus proches aux groupes d’étoiles largement répandues sans identité gravitationnelle apparente, découvertes uniquement en recherchant dans les catalogues des étoiles de mouvement commun. Le plus connu des groupes en mouvement est les Hyades dans la constellation Taureau.
Taureau comprend le groupe Hyades relativement dense ainsi que quelques membres très éloignés. Il contient environ 350 étoiles, dont plusieurs naines blanches. Son centre se trouve à environ 150 années-lumière. Parmi les autres groupes stellaires en mouvement, notons les groupes Ursa Major , Scorpion – Centaure et Pléiades. Outre ces organisations éloignées, les enquêteurs ont observé ce qui semble être des groupes d’étoiles à grande vitesse près du Soleil. L’un d’eux, appelé le groupe Groombridge 1830 comprend un certain nombre de sous-nains et l’étoile RR Lyrae , à la suite de laquelle les variables RR Lyrae ont été nommées.

Les progrès récents dans l’étude des groupes en mouvement ont eu un impact sur l’étude de l’histoire cinématique des étoiles et sur l’étalonnage absolu de l’échelle de distance de la galaxie. Les groupes en mouvement se sont révélés particulièrement utiles vis-à-vis de ces derniers car leurs mouvements communs permettent aux astronomes de déterminer avec précision (pour les exemples les plus proches) la distance de chaque membre. Avec les étoiles de parallaxe à proximité, les parallaxes des groupes en mouvement constituent la base de l’échelle de distance galactique. Les astronomes ont trouvé que le groupe mobile Hyades convenait parfaitement à leur objectif: il est suffisamment proche pour permettre une application fiable de la méthode et il dispose de suffisamment de membres pour en déduire un âge précis.

L’un des problèmes fondamentaux de l’utilisation de groupes mobiles pour la détermination de la distance est la sélection des membres. Dans le cas des Hyades, cela a été fait avec beaucoup de soin, mais non sans controverse considérable. Les membres d’un groupe en mouvement (et son existence réelle) sont établis en fonction de la mesure dans laquelle leurs mouvements définissent un point de convergence commun dans le ciel. Une technique consiste à déterminer les coordonnées des pôles des grands cercles définis par les mouvements et positions appropriés des étoiles individuelles. Les positions des pôles définiront un grand cercle et l’un de ses pôles sera le point de convergence pour le groupe en mouvement. L’appartenance aux étoiles peut être établie en fonction de critères appliqués aux distances des pôles de mouvement propre des étoiles individuelles par rapport au grand cercle moyen. La fiabilité de l’existence du groupe lui-même peut être mesurée par la dispersion des grands points du cercle autour de leur moyenne.

Comme les vitesses radiales n’auront pas été utilisées pour la sélection préliminaire des membres, elles peuvent être examinées ultérieurement pour éliminer d’autres non-membres. La liste finale des membres ne devrait contenir que très peu de non-membres, soit ceux qui semblent être d’accord avec la motion du groupe en raison d’erreurs d’observation ou ceux qui partagent la motion du groupe à l’heure actuelle mais ne sont pas liés au groupe historiquement.

Les distances des étoiles individuelles dans un groupe en mouvement peuvent être déterminées si leurs vitesses radiales et leurs mouvements appropriés sont connus  et si la position exacte du radiant est déterminée. Si la distance angulaire d’une étoile par rapport au radiant est λ et si la vitesse de la grappe dans son ensemble par rapport au Soleil est V , alors la vitesse radiale de l’étoile, V r , est:
V_r = V cos λ
La vitesse transversale (ou tangentielle), T , est donnée par
T = V sin λ = 4,74 µ / p
où p est la parallaxe de l’étoile en secondes d’arc. Ainsi, la parallaxe d’une étoile est donnée par
p = 4,74 µ cos λ / V_r.

La clé pour atteindre des distances fiables par cette méthode consiste à localiser le point de convergence du groupe aussi précisément que possible. Les différentes techniques utilisées (par exemple, Méthode de Charlier) sont capables d’une grande précision, à condition que les mesures elles-mêmes soient exemptes d’erreurs systématiques. Pour le groupe mobile Taureau, par exemple, il a été estimé que la précision pour les étoiles les mieux observées est de l’ordre de 3% dans la parallaxe, en excluant les erreurs dues à des problèmes systématiques dans les mouvements appropriés. Des précisions de cet ordre n’étaient pas possibles par d’autres moyens jusqu’à ce que le télescope spatial Hipparcos puisse mesurer des parallaxes stellaires extrêmement précises pour des milliers d’étoiles individuelles.

Nébuleuses en émission

Un élément remarquable de la galaxie est la collection de grands objets gazeux diffus et brillants, généralement appelés nébuleuses. Les plus brillants de ces objets en forme de nuage sont les nébuleuses émettrices, les grands complexes de gaz interstellaire et les étoiles dans lesquelles le gaz existe dans un état ionisé et excité (avec les électrons des atomes excités à un niveau d’énergie supérieur à la normale). Cette condition est produite par la forte lumière ultraviolette émise par les étoiles très lumineuses et chaudes incluses dans le gaz. Étant donné que les nébuleuses à émission sont presque entièrement composées d’ hydrogène ionisé , elles sont généralement désignées par régions H II .

Les régions H II se trouvent dans le plan de la galaxie, mélangées à de jeunes étoiles, à des associations stellaires et au plus jeune groupe ouvert. Ce sont des zones dans lesquelles des étoiles très massives se sont récemment formées, et bon nombre d’entre elles contiennent les complexes de gaz, de poussières et de molécules moléculaires non condensés, associés à la formation d’étoiles en cours. Les régions H II sont concentrées dans les bras spiraux de la galaxie, bien qu’il en existe entre les bras. Beaucoup d’entre eux se trouvent à des distances intermédiaires du centre de la Voie Lactée, le plus grand nombre se trouvant à une distance de 10 000 années-lumière. Ce dernier fait peut être établi même si les régions H II ne sont pas clairement visibles au-delà de quelques milliers d’années-lumière du Soleil.. Ils émettent des rayonnements radioélectriques de type caractéristique, avec un spectre thermique indiquant que leurs températures sont d’environ 10 000 kelvins. Ce rayonnement radio permet aux astronomes de cartographier la distribution des régions H II dans des parties éloignées de la galaxie.

Les régions H II les plus grandes et les plus brillantes de la Galaxie rivalisent au total avec les étoiles les plus brillantes en luminosité. Même si la majeure partie du rayonnement visible est concentrée dans quelques lignes d’émission discrètes, la luminosité apparente totale des plus brillantes équivaut à des dizaines de milliers de luminosités solaires. Ces régions H II sont également de taille remarquable, ayant des diamètres d’environ 1 000 années-lumière. Plus généralement, les régions H II communes telles que la nébuleuse d’Orion a environ 50 années-lumière de diamètre. Ils contiennent des gaz dont la masse totale est comprise entre une ou deux masses solaires et plusieurs milliers. Les régions H II consistent principalement en hydrogène, mais elles contiennent également des quantités mesurables d’autres gaz. L’hélium vient en deuxième position et d’importantes quantités de carbone , d’azote et d’oxygène sont également présentes. Les preuves préliminaires indiquent que le rapport entre l’abondance des éléments les plus lourds parmi les gaz détectés à l’hydrogène décroît vers l’extérieur à partir du centre de la galaxie, une tendance qui a été observée dans d’autres galaxies spirales.

Nébuleuses planétaires

Les nuages ​​gazeux connus sous le nom de nébuleuses planétaires ne sont que superficiellement similaires à d’autres types de nébuleuses. Ainsi appelées parce que les variétés plus petites ressemblent presque aux disques planétaires lorsqu’elles sont vues au télescope, les nébuleuses planétaires représentent une étape à la fin du cycle de vie stellaire plutôt qu’une étape au début. La distribution de ces nébuleuses dans la galaxie est différente de celle des régions H II. Les nébuleuses planétaires appartiennent à une population intermédiaire et se retrouvent dans tout le disque et le halo intérieur. Il existe plus de 1 000 nébuleuses planétaires connues dans la galaxie, mais d’autres pourraient être négligées en raison de l’obscurcissement dans la région de la Voie lactée.

Restes de supernova

Un autre type d’objet nébuleux trouvé dans la galaxie est le reste du gaz soufflé par une étoile qui explose et qui forme une supernova. Ces objets ressemblent parfois à des nébuleuses planétaires, comme dans le cas de la Nébuleuse du Crabe, mais ils diffèrent de cette dernière de trois manières: (1) la masse totale de leur gaz (ils impliquent une masse plus grande, essentiellement toute la masse de l’étoile qui explose), (2) leur cinématique (ils se développent à vitesses), et (3) leur durée de vie (elles durent moins longtemps sous forme de nébuleuses visibles). Les restes de supernova les plus connus sont ceux résultant de trois supernova historiquement observées: celle de 1054, qui a fait de la nébuleuse du Crabe son reste; celui de 1572, appelé Nova de Tycho ; et celui de 1604, appelé Nova de Kepler. Ces objets et de nombreux autres objets similaires dans la galaxie sont détectés dans les longueurs d’onde radio. Ils libèrent de l’énergie radioélectrique dans un spectre presque plat en raison de l’émission de radiations par des particules chargées se déplaçant en spirale avec presque la vitesse de la lumière dans un champ magnétique enchevêtré dans le reste gazeux. Le rayonnement généré de cette manière est appelé rayonnement synchrotron et est associé à divers types de violence phénomènes cosmiques en plus des restes de supernova, comme par exemple les radiogalaxies.

Nuages ​​de poussière

Les nuages ​​de poussière de la galaxie sont étroitement limités au plan de la Voie lactée, bien que de la poussière de très faible densité puisse être détectée même à proximité des pôles galactiques. Les nuages ​​de poussière au-delà de 2 000 à 3 000 années-lumière du soleil ne peut pas être détecté optiquement, car les nuages ​​de poussière et la couche de poussière générale masquent des vues plus lointaines. En se basant sur la distribution des nuages ​​de poussière dans les autres galaxies, on peut en conclure qu’ils sont souvent les plus visibles dans les bras spiraux, en particulier le long du bord intérieur de bras bien définis. Les nuages ​​de poussière les mieux observés près du Soleil ont des masses de plusieurs centaines de masses solaires et des tailles allant d’un maximum d’environ 200 années-lumière à une fraction d’une année-lumière. Les plus petites tendent à être les plus denses, peut-être en partie à cause de l’évolution: lorsqu’un complexe de poussière se contracte, il devient également plus dense et plus opaque. Les très petits nuages ​​de poussière sont les soi-disant les globules de Bok , du nom de l’astronome américain d’origine hollandaise Bart J. Bok ; Ces objets font environ une année-lumière et ont une masse de 1 à 20 masses solaires.

Des informations plus complètes sur la poussière dans la galaxie proviennent d’observations infrarouges. Alors que les instruments optiques peuvent détecter la poussière quand elle obscurcit des objets plus lointains ou lorsqu’elle est illuminée par des étoiles très proches, les télescopes infrarouges peuvent enregistrer le rayonnement de longueur d’onde que les nuages ​​de poussière frais émettent eux-mêmes. Une étude complète du ciel en longueurs d’onde infrarouge réalisée au début des années 1980 par un observatoire sans pilote en orbite , le satellite astronomique infrarouge (IRAS) a révélé un grand nombre de nuages ​​de poussière denses dans la Voie lactée. Vingt ans plus tard, le télescope spatial Spitzer, avec une plus grande sensibilité, une plus grande couverture en longueur d’onde et une meilleure résolution, a cartographié de nombreux complexes de poussières dans la Voie Lactée. Dans certains cas, il était possible de voir des amas stellaires encore en cours de formation.

Les nuages ​​de poussière épais dans la Voie Lactée peuvent être étudiés par un autre moyen. Nombre de ces objets contiennent des quantités détectables de molécules qui émettent des radiations radioélectriques à des longueurs d’onde permettant leur identification et leur analyse. Plus de 50 molécules différentes, notamment du monoxyde de carbone et du formaldéhyde ont été détectés dans les nuages ​​de poussière.

Milieu interstellaire général

Les étoiles de la Galaxie, en particulier le long de la Voie lactée, révèlent la présence d’un milieu interstellaire général, omniprésent, par la manière dont elles s’effacent de plus en plus avec la distance. Cela se produit principalement en raison de la poussière interstellaire, qui obscurcit et rougit la lumière des étoiles. En moyenne, les étoiles près du Soleil sont assombries par un facteur de deux pour chaque 3 000 années-lumière. Ainsi, une étoile se trouvant à 6 000 années-lumière de distance dans le plan de la galaxie paraîtra quatre fois plus faible qu’elle ne l’aurait été autrement sans la poussière interstellaire.

Les effets de la poussière interstellaire se manifestent également par la polarisation de la lumière stellaire. La poussière est alignée dans l’espace dans une certaine mesure, ce qui entraîne une absorption sélective, de sorte qu’il existe un plan de vibration préféré pour les ondes lumineuses. Les vecteurs électriques ont tendance à se situer préférentiellement le long du plan galactique, bien qu’il existe des zones où la distribution est plus compliquée. Il est probable que la polarisation se pose parce que les grains de poussière sont partiellement alignés par le champ magnétique galactique. Si les grains de poussière sont paramagnetic de sorte qu’ils agissent un peu comme un aimant, alors le champ magnétique général, bien que très faible, peut dans le temps aligner les grains avec leurs axes courts dans la direction du champ. En conséquence, les directions de polarisation des étoiles dans différentes parties du ciel permettent de tracer la direction du champ magnétique dans la Voie lactée.

La poussière est accompagnée du gaz, qui est dispersé finement parmi les étoiles, remplissant l’espace entre elles. Ce gaz interstellaire consiste principalement en l’hydrogène dans sa forme neutre. Les radiotélescopes peuvent détecter l’hydrogène neutre car il émet un rayonnement d’une longueur d’onde de 21 cm. Cette longueur d’onde radio est suffisamment longue pour pénétrer dans la poussière interstellaire et peut donc être détectée dans toutes les parties de la galaxie. La plupart des connaissances des astronomes sur la structure et les mouvements à grande échelle de la galaxie ont été dérivées des ondes radio de l’hydrogène neutre interstellaire.La distance par rapport au gaz détecté n’est pas facile à déterminer. Les arguments statistiques doivent être utilisés dans de nombreux cas, mais les vitesses du gaz, par rapport aux vitesses trouvées pour les étoiles et celles prévues sur la base de la dynamique de la Galaxie, fournissent des indices utiles quant à l’emplacement des différentes sources de émission radio d’hydrogène. Près du Soleil, la densité moyenne du gaz interstellaire est de 10 -21 g / cm ³ , ce qui équivaut à environ un atome d’ hydrogène par centimètre cube.

Même avant la première détection de l’émission d’hydrogène neutre en 1951, les astronomes étaient au courant du gaz interstellaire. Des composants mineurs du gaz, tels que le sodium et le calcium, absorbent la lumière à des longueurs d’onde spécifiques et provoquent ainsi l’apparition de raies d’absorption dans le spectre des étoiles situées au-delà du gaz. Comme les lignes issues d’étoiles sont généralement différentes, il est possible de distinguer les lignes du gaz interstellaire et de mesurer à la fois la densité et la vitesse du gaz. Souvent, il est même possible d’observer les effets de plusieurs concentrations de gaz interstellaire entre la Terre et les étoiles de fond et ainsi déterminer la cinématique du gaz dans différentes parties de la galaxie.

Galaxies Compagnons

Les nuages ​​de Magellan ont été reconnus au début du XXe siècle comme des objets d’accompagnement de la galaxie. Lorsque l’astronome américain Edwin Hubble a établi la nature extragalactique de ce que nous appelons maintenant les galaxies, il est devenu évident que les nuages ​​devaient être des systèmes séparés, à la fois de la classe irrégulière et distants de plus de 100 000 années-lumière . (Les meilleures valeurs actuelles pour leurs distances sont respectivement de 163 000 et 202 000 années-lumière pour les grands et les petits nuages.) D’autres compagnons proches ont été trouvés, tous de petits objets discrets de la classe elliptique naine. Le plus proche d’entre eux est la naine du Sagittaire, une galaxie qui tombe dans la Voie Lactée, ayant été capturée par la gravité beaucoup plus forte de la Galaxie. Le noyau de cette galaxie est à environ 90 000 années-lumière. D’autres compagnons proches sont les galaxies Carina, Draco, Fornax, Leo I, Leo II, Sextans, Sculptor et Ursa Minor, ainsi que plusieurs objets très faibles et moins connus. Les distances pour eux vont d’environ 200 000 à 800 000 années-lumière. Le regroupement de ces galaxies autour de la Voie lactée est imité dans le cas de la galaxie d’Andromède, qui est également accompagnée de plusieurs compagnons nains.

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