Dernière mise à jour :2008-10-14

sciences

La Voie Lactée

Depuis l’aube de l’humanité, les hommes admirent le ciel et s’interrogent sur son étendue ainsi que sur ce dont il est conçu.

Aux temps antiques, les astronomes pensaient que les cieux étaient la demeure des dieux. La Terre fût longtemps considérée comme étant le centre de la création jusqu’à ce qu’un jour on découvre qu’elle n’était que l’une des neufs planètes entourant le soleil, lui-même n’étant que l’une des cent milliards d’étoiles de la Voie lactée, une galaxie située quelque part aux confins du cosmos.

Au début du vingtième siècle, la plupart des astronomes pensaient toujours que notre galaxie et l’univers étaient une seule et même chose. En effet, à cette époque, les astronomes croyaient que le soleil se trouvait prêt du centre d’un univers sensiblement réduit prenant la forme d’un ballon de football américain.

Cette fausse vision des choses était causée parce que la lumière des étoiles que l’on observe au télescope optique est obscurcie par ce qu’on appelle le brouillard galactique. Celui-ci est formé de poussière interstellaire composée de petits noyaux rocheux couverts de glace. Dans les galaxies spirales comme la nôtre, cette poussière s’accumule en général dans la partie centrale du disque.

La distance entre chaque grain est considérable. On parle de 90 mètres en moyenne, ce qui ne provoque aucun effet sur de courtes distances. Par contre, à plus grande échelle, ces rares particules provoquent un important obscurcissement en absorbant la lumière des étoiles qui les traverse. Comme le soleil est prêt du centre de la galaxie, la poussière se retrouve en grande quantité de tout côté.

Le voile de poussière a été découvert par l’astronome Robert Trumpler en 1930. À cette époque aucune technologie n’avait cependant été développée pour voir au-delà de celui-ci. Ce sera la radioastronomie, qui plus tard permettra de percer ce brouillard. En attendant, les recherches pour dresser une carte optique de la galaxie se poursuivaient toujours.

En 1943 Walter Baade établit que la région centrale ainsi que la région entre les bras spiraux de la galaxie d’Andromède étaient peuplées par un certain type d’étoiles (géantes rouges) alors qu’un second type (supergéantes bleues) dominait dans les bras eux-mêmes.

Dans les années 50, William Morgan et ses collègues se basant sur les travaux de Baade dessinèrent une carte optique des bras spiraux de la Voie lactée en localisant des objets brillants du type de ceux repérés par Baade. Ce fut le couronnement de 30 années d’efforts d’utilisation de techniques optiques pour connaître la galaxie.

La radioastronomie

Cette technique a été découverte par hasard aux Bell Laboratories le jour où Karl Jansky, un ingénieur radio qui faisait l’étude des sources du bruit de fond statique affectant les transmissions radio sur ondes courtes, détecta une source qui apparaissait de façon régulière, mais qui ne semblait provenir d’aucun autre émetteur terrestre.

À l’époque, cette découverte n’intéressa pas réellement la communauté astronomique. Elle inspira cependant Grote Reber, un astronome amateur habitant la banlieue de Chicago. En effet, celui-ci construit le premier instrument radioastronomique. Il s’agissait d’un réflecteur parabolique de plus de 9 mètres de diamètre et pesant presque deux tonne.

À l’aide de cet instrument, il commença en 1937 à dresser la carte des émissions radio dans la Voie lactée.

Au court des années suivantes, il publia une série d’articles relatant les découvertes qu’il avait fait à l’aide de son instrument. Malgré la guerre et l’occupation allemande en Europe, quelques-uns des articles de Reber parvinrent jusqu’aux Pays-Bas.

Jan Oort qui était à cette époque un chef de file dans la communauté astronomique néerlandaise examina ses travaux et demanda à Hendrick Van de Hulst de chercher un moyen de se servir de cette nouvelle technique pour dresser la carte de la distribution de l’hydrogène neutre dans la galaxie. Celui-ci devrait trouver une raie d’émission de l’hydrogène neutre qui lui permettrait d’appliquer la méthode du décalage Doppler à l’extrémité des fréquences radio du spectre.

Le décalage Doppler

Le spectre électromagnétique est divisé en longueurs d’onde. La section de la lumière visible s’étend des courtes longueurs violettes aux grandes longueurs rouges.

Pour expliquer ce qu’est l’effet Doppler, imaginons deux sources qui émettent des ondes lumineuses. L’une située à gauche d’un observateur qui se rapprocherait de celui-ci et la seconde située à droite, qui s’en éloignerait.

Les ondes de la source de gauche seraient comprimées se qui aurait comme résultat le décalage des longueurs observées vers l’extrémité des courtes longueurs d’onde bleue du spectre. Pour la seconde source, le décalage des longueurs observées augmenterait résultant en un décalage de la longueur d’onde vers le rouge.

Un objet stationnaire, pour sa part, serait positionné dans la zone centrale du spectre, soit entre les couleurs vertes et jaunes.

Van de Hulst s’interrogea sur ce qui pouvait causer l’émission par l’hydrogène neutre (HI) d’une raie spectrale à des fréquences radio.

Il trouva que le phénomène se produisait lors de la transition d’inversion du spin dans les atomes d’hydrogène. En effet, le sens de rotation sur eux-même (le spin) du proton et de l’électron peut être parallèle ou antiparallèle.

Hors, lorsque la transition se produit, c’est-à-dire, lorsque le sens de rotation passe de parallèle à antiparallèle ou vice versa, cela produit l’émission d’une raie dans le domaine radio du spectre d’une longueur d’environ 21 centimètres.

Les chances qu’une telle transition se produise sont d’une en l’espace de 10 millions d’années, mais vu l’énorme quantité d’hydrogène neutre dans la galaxie, Van de Hulst se dit que l’ensemble devait produire un signal suffisamment fort pour être détecté.

Van de Hulst publia ses conclusions en 1944 mais ce n’est que sept ans plus tard, en 1951, que le signal fût capté par Harold Ewen un étudiant de Harvard.

Ce sont ensuite des chercheurs des Pays-Bas et d’Australie qui dressèrent la première carte radio de la Voie lactée. Celle-ci présente une structure à quatre bras spiraux liés par plusieurs branches.

Ce qu’on découvrit ensuite

La Voie lactée abrite en son centre un disque secondaire incliné d’environ 20 degrés par rapport au plan du disque principal. Son diamètre est d’un peu moins que le dixième de celui du disque principal. Ce disque tourne à une vitesse de 130 kilomètres par seconde.

On retrouve dans ce disque plusieurs types d’hydrogène, notamment l’hydrogène neutre dont il était question ci-dessus. La forme la plus courante cependant est l’hydrogène moléculaire (H2).

On y trouve aussi un faible pourcentage (environ 1%) d’hydrogène ionisé (HII). Cette forme d’hydrogène est créée à des températures de 10 000 degrés kelvin, lorsque les atomes d’hydrogène neutre (HI) sont ionisés, c’est-à-dire, libérés de leurs électrons et par conséquence, ne sont plus neutre.

Au centre du disque secondaire, donc au cœur même de la galaxie, située à environ 30 000 années-lumière de la Terre, se trouve une zone que l’on a baptisée Sagittarius A à cause de sa position dans la constellation du Sagitaire.

Image de Sagittarius A au centre de la Voie lactée
Zone de dix années-lumière de largeur au centre de la Voie lactée,
Sagittarius A est la grande tache blanche au centre de l'image
prise par le télescope Chandra

La découverte de l’étoile s2 en rotation rapide autour de Sagittarius A y confirme la présence d’un trou noir supermassif.

Le mouvement d’autres étoiles ainsi que de précédentes observations d’émissions de rayonnement x avaient déjà fortement suggéré que cette source d’intenses ondes radio était un trou noir, mais avec les dernières observations concernant s2, toute autre hypothèse est écartée.

Nous en savons maintenant beaucoup plus à propos de notre galaxie. Elle serait née voilà 12 milliards d’années et nous savons qu’elle est condamnée à une mort violente dans trois milliards d’années lors d’une gigantesque collision avec sa voisine, la galaxie Andromède.

Auteur : Sylvain Bilodeau

Date de mise en ligne : 2003-04-08

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