L’exploration de la voie lactée
Remarquons qu'il n'est pas évident de déterminer la forme de la galaxie dans laquelle on se trouve et dont on est jamais sorti, car même les sondes spatiales les plus performantes n’ont jamais quitté notre système solaire dont le diamètre est pourtant largement inférieur à 1 année lumière .
En gros, si on réduit la galaxie aux dimensions de la France, notre soleil et l’étoile la plus proche de lui sont à 50 mètres l’une de l’autre et toutes les planètes de notre système solaire sont contenues dans un cercle de 10 millimètre de diamètre autour du soleil.
La Voie Lactée est une arche lumineuse qui coupe le ciel nocturne de part en part . En 1609, Galilée est le premier qui l’a observée avec une lunette et c’est donc lui qui le premier a découvert que son aspect laiteux était dû, en réalité, à une stupéfiante concentration d’étoiles . Mais il a fallu attendre le dix huitième siècle pour interpréter cette bande blanchâtre comme la tranche d’une immense galette d’étoiles au sein de laquelle nous sommes situés et que l’on nommera plus tard « Galaxie » .
Toutes les étoiles que nous distinguons individuellement font partie de notre proche voisinage galactique. Quand on regarde dans la direction de la voie lactée, la tranche de la galaxie, là où l’on devrait trouver les étoiles les plus lointaines, les gros nuages de gaz et de poussière qu’elle abrite en son sein, font rapidement obstacle à notre vue et limitent la profondeur de notre champ de vision . Ces nuages, on peut distinctement les voir sur cette photo extraordinaire de la galaxie cataloguée sous le numéro NGC 3628 .
Quand on regarde dans une autre direction que la voie lactée, c’est la minceur du disque galactique qui limite la distance des étoiles qu’on peut y voir . Par contre, on peut apercevoir d’autres galaxies . Mais celles – ci sont si éloignées les unes des autres (couramment des millions d’années lumière) qu’on ne les distingue généralement des étoiles qu’avec l’aide des puissants instruments .
Alors, comment avons nous fait pour percer à jour la forme de notre galaxie et connaître notre situation en son sein ?
Depuis le 18eme siècle, on a pris conscience avec WRIGTH, de la nature de la voie lactée : un ensemble d'étoiles relativement plat, au sein duquel nous nous trouvons, et qui coupe la sphère céleste selon un cercle où la grande densité des objets donne l'impression de traînée laiteuse qui lui a valu son nom . En 1800,Herschel observe les amas globulaires qu'il situe à l'extérieur du plan galactique et qu'il appelle des "univers îles" .
Sur cette carte représentant la quasi - totalité de la sphère céleste, on voit bien que les nébuleuses et les amas ouverts (intégrés à la voie lactée) forment un cercle à l'intérieur et à l'extérieur duquel on trouve surtout les amas sphériques, d'autres galaxies (amas de la vierge) ou les objets de notre voisinage immédiat. Ce cercle est l’intersection du plan galactique et de la sphère céleste. Entre Scorpion et Sagittaire, une forte concentration d'objets révèle la direction du noyau galactique .
Il fallut attendre 1924 pour que Hubble découvre d'autres galaxies qu'il postula semblables à la nôtre . Jusque là, on les voyait comme des nébuleuses car le pouvoir séparateur des instruments ne permettait pas d'en distinguer les étoiles .
Dés lors, on se pose la question de savoir quelle forme a notre galaxie : en spirale, en ellipse ou irrégulière?
 Ce système sera simplifié pour donner le système actuel . Le plan de référence est le plan de la galaxie, assimilé à un plan équatorial puisque c'est le plan de la rotation galactique dont le noyau est le centre . L'origine des longitudes correspond à la direction dans laquelle on voit le noyau et plus précisément la radiosource Sagittarius A.
Les étoiles situées en direction du centre ont une longitude de 0°, les étoiles situées dans une direction diamétralement opposée (vers l'antécentre) ont une longitude de 180° .
La latitude est la hauteur des étoiles par rapport au plan de la galaxie . Les étoiles de la voie lactée ont une latitude à peu prés nulle sauf quand elle sont dans notre voisinage immédiat. Les objets extérieurs au plan (notamment les amas galactiques) ont une latitude variant entre -90° et + 90° .
Les dimensions de la galaxie
Quand on veut déterminer les dimensions de notre galaxie, on se heurte à un énorme problème : les nuages de gaz et de poussière dont la densité augmente en direction du centre galactique absorbent la lumière et rendent invisibles les étoiles situées à plus de 10.000 années lumière dans le plan équatorial . On a alors recours soit à des méthodes statistiques, soit à des observations basées sur les rayonnements radio, infrarouge, X ou Gamma qui ne sont pas affectés par cette opacité . Les méthodes statistiques sont basées sur la distribution des amas globulaires, qui eux sont visibles en dehors du plan équatorial,et dont Shapley put mesurer la distance grâce à la relation période - luminosité des variables RR Lyrae (très communes dans ces associations) .
w centauri (600 années lumière) . Pour des raisons gravitationnelles évidentes, ils sont plus nombreux prés du noyau de la galaxie .
Si l'on étudie leur distribution selon un axe confondu avec un diamètre galactique, on va trouver que leur densité est maximale autour d'un point qu'on pourrait assimiler au centre de la galaxie et nulle à ses bords. On obtient ainsi une estimation du diamètre de la galaxie (100.000. années lumière) et de la distance du soleil au centre (30.000 années lumière). Le soleil est donc situé à peu prés aux 2/3 d'un rayon galactique .
De toute façon, il n'est pas utile de vouloir trop préciser ce chiffre quand on est incapable de déterminer les confins exacts de notre galaxie . Si on la définissait, par exemple, comme l'ensemble des objets soumis à son influence gravitationnelle, il faudrait y inclure les galaxies voisines du grand et du petit nuage de Magellan (situées à 150.000 et 170.000 années lumière et dont le diamètre est de 36.000 et 26.000 années lumière) car on a mis en évidence qu'il existait entre ces ensembles stellaires et le nôtre des effets de marée.
Répartition des objets stellaires
En étudiant, dans le plan de la galaxie les rayonnements qui parviennent jusqu'à nous, on peut déterminer, selon le même principe, la répartition des objets émissifs et évaluer la distance qui les sépare de nous .
 
A 2cm de longueur d'onde (photo de droite), le centre galactique apparaît comme un kyste jaune et rouge qui pourrait être un trou noir de 1 million de masses solaires.
C'est dans le disque galactique qu'on trouve la plus grande concentration d'objets tels qu'étoiles contenant des éléments lourds, matière interstellaire, nébuleuses, amas ouverts, céphéides, novae et supernovae . D'autres types d’étoiles, comme celles qui sont formées essentiellement d’hydrogène peuvent être localisées dans le plan galactique ou dans le halo (surtout à l'intérieur des amas globulaires) .
On évalue la masse totale de la galaxie à 200 milliards de masses solaires dont 80% sont concentrées dans le noyau. L'hydrogène constituerait 30% de la masse totale .
La rotation de la galaxie sur elle - même
Cette étude fut affinée et étendue par la suite . Ses conclusions furent qu'on obtenait un maximum de vitesse (250km/s) pour les étoiles situées environ au tiers du rayon, la vitesse diminuant ensuite, au fur et à mesure qu'on s'éloignait du centre .
 Dans cette zone donc, conformément à la rotation d'un disque rigide, la vitesse croît avec le rayon .
Mais quand on s'éloigne du centre, la densité d'étoiles diminue, les bras deviennent flexibles et la rotation plus lente, jusqu'à ce que, la cohésion du tissus stellaire diminuant, le mouvement des astres s'apparente à celui que Kepler et Newton ont établi dans leurs lois, le noyau galactique jouant le rôle de la masse centrale et les étoiles distantes celui du satellite. On évalue la vitesse de rotation du soleil à environ 220km/s et sa période de révolution à 200 millions d'années .
Au niveau du soleil, il faudrait tourner à 380km/s pour s'évader de la galaxie .
La forme spirale de notre galaxie
Déterminer la forme de notre galaxie fut l'un des problèmes les plus difficiles à résoudre et il fallut attendre les travaux de Van de Hulst et Oort après 1950 pour passer des présomptions aux certitudes .
Puis, en appliquant des méthodes du même type aux seules étoiles jeunes (O et B, ...) on réussit à localiser trois bras. Enfin, grâce aux nébuleuses lumineuses et aux amas ouverts, ce nombre augmenta encore .
Mais la solution la plus élégante apparut quand on s'affranchit de l'opacité due à l'absorption interstellaire en s'intéressant à la raie 21 cm de l'hydrogène . Tous les 11 millions d'années en moyenne, l'électron de l'atome d'hydrogène change de spin, ce qui signifie que sa rotation sur lui même change de sens . Ce phénomène, très rare, s'accompagne d'une émission de longueur d'onde 21cm qui est donc du domaine de la radioastronomie. Or, dans les branches de la galaxie, entre les étoiles, on trouve des nuages d'hydrogène neutre dont les dimensions varient de 3 à 30 années lumière et la densité de 10 à plusieurs milliers d'atomes au cm3 Cela fait un nombre d'atomes suffisant pour qu'on observe en permanence des raies 21cm provenant des bras galactiques.
 Seules manquent les régions de longitude 0 et 180° qui ont une vitesse radiale nulle .
Ainsi, donc, grâce à un minutieux travail de fourmi qui dura plus d’un siècle, on a réuni de nombreux renseignements sur notre galaxie et on commence à voir à quoi elle ressemble . Cette photo de NGC 3992 en donnera une vague idée : Une galette aplatie formée de bras en spirales et comportant en son centre un noyau très dense qui contient probablement un énorme trou noir .. Autour d’elle, dans ce qu’on appelle le halo, gravitent des amas globulaires qui semblent suggérer qu’elle était sphérique avant de s’effondrer pour prendre sa forme actuelle .
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