NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Figure 1. À gauche, image en lumière visible, prise par le télescope spatial Hubble, de la galaxie spirale M81, située à 12 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Le disque stellaire diffus apparaît en jaune, les bras spiraux constitués d’étoiles jeunes en bleu. À droite, ces bras révèlent, sur l'image en infrarouge obtenue avec le télescope spatial Spitzer, des régions actives (nuages) de formation stellaire. Les étoiles elles-mêmes, émettant peu en infrarouge, ont pratiquement disparu de l’image, sauf dans les régions centrales où leur densité est très élevée. Il s'agit d'une galaxie spirale, c'est-à-dire que le gaz qui la compose n'est pas réparti uniformément dans le disque mais dessine plusieurs bras spiraux s'enroulant autour du centre (figure 1). En fait, cette apparence est un leurre. En effet, ces bras sont des structures transitoires, matérialisant dans le disque la propagation de zones de compression dues à la rotation différentielle des étoiles et du gaz autour du centre galactique (2). Ces ondes de densité balayent notre Galaxie comme la houle traverse l'océan. Au maximum de densité – à la « crête » de la houle – le gaz se transforme en étoiles, créant ainsi la structure observable qui fait de la Galaxie une « spirale ». La « faune » galactique se répartit en trois grandes catégories : les galaxies elliptiques, spirales, et irrégulières ou naines. Ces morphologies traduisent des différences fondamentales dans l'histoire des galaxies. Par exemple, la majeure partie des étoiles peuplant les galaxies elliptiques sont apparues il y a une dizaine de milliards d'années, alors que dans les galaxies spirales les astres continuent à se former aujourd'hui. Ainsi la Voie lactée contient-elle à la fois des amas d'étoiles dont l'âge est comparable à celui de l'Univers et d’autres encore en gestation. Le cœur de la Galaxie est particulièrement intéressant du point de vue de la formation des étoiles. En effet, par le jeu de la gravitation et de la dynamique galactique, c'est là que se concentrent de grandes quantités de gaz, de formidables forces de compression et un trou noir supermassif, le tout donnant naissance à la région la plus active de la Voie lactée, souvent prise comme modèle pour l'étude de galaxies actives distantes (voir Un trou noir mystérieux, p.48). Les étoiles… Mais qu’y a-t-il dans une galaxie ? D’abord des étoiles, bien sûr. Un observateur entraîné peut en distinguer quelque 4 000 à l’œil nu, mais notre Galaxie en contient environ 200 milliards. Leur masse détermine la plupart de leurs caractéristiques : luminosité, couleur, durée de vie… (voir Voyage (2) À titre d'exemple, à la position du Soleil (26 000 annéeslumière du centre), la vitesse de rotation du disque est de l'ordre de 200 km par seconde. Notre système solaire effectue un tour de Galaxie en 250 millions d'années. dans les nurseries stellaires, p.17). Par exemple, la présence d’étoiles bleues, donc massives et de courte durée de vie, dans une région donnée, indique une formation d’étoiles récente, comme dans l’amas des Pléiades, connu des astronomes amateurs. Les étoiles de notre Galaxie furent historiquement classées en deux populations caractérisées par leurs âge, composition chimique et trajectoire. La population I regroupe les étoiles qui suivent la rotation du disque, en particulier des objets jeunes, riches en éléments lourds. Ce sont eux qui affectent la physique du milieu interstellaire. La population II rassemble de vieilles étoiles, contenant peu d’éléments lourds, souvent regroupées en amas globulaires, distribuées dans le halo et parcourant des trajectoires chaotiques. Elles constituent les vestiges de la première vague de formation d’étoiles de la Galaxie, lorsque celle-ci n’était encore qu’une sphère de gaz en contraction. À l’opposé, la population I est constituée des étoiles créées après le disque. … et le reste Les étoiles constituent de loin la composante la plus importante d’une galaxie en termes de puissance rayonnée, mais pas la seule. Ces concentrations très compactes de matière sont en effet très éloignées les unes des autres. Le milieu interstellaire occupe donc l’essentiel du volume Galactique. Et pourtant, avec phase du milieu densité température fraction interstellaire (cm -3) (K) du volume (%) milieu inter-nuage 0,003 1 million 50 chaud milieu neutre tiède 0,5 8 000 30 milieu ionisé tiède 0,1 8 000 25 milieu neutre froid 50 80 1 nuages moléculaires > 200 10 0,05 régions HII de 1 à 100 000 10 000 > 0,05 Tableau. Les différentes phases du milieu interstellaire et leurs propriétés caractéristiques. Les nuages interstellaires des régions HII sont principalement composés d'hydrogène dont la plupart des atomes sont ionisés par le rayonnement ultraviolet d’étoiles de type spectral O et B, tandis que ceux des régions HI sont constitués d'hydrogène atomique neutre. NASA/JPL-Caltech/S. Willner (Harvard-Smithsonian CfA) CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 45