La forme de la voie lactée

[Naos46]

Bonsoir à tous

Comment peut-on connaître la forme, la longueur, l'épaisseur de la voie lactée puisqu'on est à l'intérieur et qu'on n'est pas là d'aller la photographier ?

Merci
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[titijoy3]

Bonjour,

des réponses dans ce sujet :

https://forums.futura-sciences.com/a...e-galaxie.html

également là :

https://www.numerama.com/sciences/46...C3%A9%20%C2%BB.

[Gilgamesh]

Bonsoir à tous

Comment peut-on connaître la forme, la longueur, l'épaisseur de la voie lactée puisqu'on est à l'intérieur et qu'on n'est pas là d'aller la photographier ?

Merci

Y'a pas que celles là, mais voici trois méthodes qui ont joué un rôle majeur pour découvrir la taille et la forme de notre Galaxie.

Première méthode : le comptage d'étoiles. On considère que toutes les étoiles ont la même luminosité intrinsèque (ce qui est bien sûr faux mais faut bien partir de qqchose) et on estime la densité d'étoiles de magnitude L dans l'unité d'angle solide Ω. William Herschel est le premier (en 1785) à proposer un modèle cosmologique d'univers lenticulaire sur cette base. Plus tard, au XIXe siècle, Kapteyn fait le même travail de manière beaucoup plus systématique. Tous deux concluent que le nombre d'étoiles diminue rapidement avec la distance du Soleil et que le comptage d'étoile oriente vers un modèle où le Soleil est placé plus ou moins centralement dans un univers oblong avec un rapport entre axes d'environ 1/5. Cependant, tous les deux ont été induits en erreur par la présence de grandes quantités de de poussière dans le plan médian galactique où se trouve le Soleil.

Deuxième méthode : utilisation d'étoiles variables comme chandelle standard. La règle de proportionnalité période-luminosité des Céphéides (étoiles variables très lumineuses dont le type est donné par l'étoile δ dans la constellation de Céphée) découverte par Henrietta Leavitt en 1912 donne accès à une mesure de distances galactiques par l'utilisation de ces astres comme chandelle standard. En mesurant leur période de pulsation on a accès à leur luminosité absolue et en comparant ça à leur luminosité apparente on en déduit leur distance. Il y a environ 700 céphéides dans la Galaxie ce qui en supposant qu'elle sont disposé grossièrement au hasard peut donner une idée de la forme de la Galaxie.

Historiquement ce seront toutefois d'autres étoiles variables qui seront utilisées : les étoiles de type W Virginis, et RR Lyra qui suivent également une relation période-luminosité et que l'on trouve couramment dans les amas globulaires (des amas d'étoiles satellite de la Galaxie), également connues sous le nom de variables d'amas. C'est pour ces dernier type que Harlow Shapley a pu calibrer la relation période-luminosité. En étudiant des exemples de ces étoiles dans plusieurs amas globulaires (il y en a plus de 200 dans la Galaxie), Shapley va mesurer au début des années 20 qu'elles orbitent autour d'un point à quelque 8000 parsecs du Soleil, un point que Shapley identifie comme le centre de la Galaxie (en fait Shapley a trouvé une distance de 15 000 pc, a cause encore une fois d'un défaut de calibration de l'effet des de la poussière interstellaire).

Troisième méthode : utilisation de la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre. La première cartographie de la dynamique de la Galaxie a été obtenue par Oort dans les années 50 en observant la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre. L'hydrogène est ubiquitaire dans la Galaxie, et en concentration plus grande dans les bras. L'hydrogène neutre émet un rayonnement à la longueur d'onde très précise de 21 cm et ce rayonnement n'est pas arrêtée par les poussières qui obscurcissent le plan galactique. On peut mesurer la vitesse des nuages galactiques par rapport à nous, par effet Doppler. Et en faisant ces mesures dans des directions de plus en plus écartées du centre galactique, il est possible de construire la courbe de rotation de notre Galaxie et à visualiser sa structure spirale.