Voie lactée

Comment a-t-on découvert la forme de la Voie lactée ?

Il n’existe aucune photographie de la Voie lactée vue de dessus. Le Système solaire se trouve dans le disque galactique : les télescopes regardent donc toujours vers l’extérieur depuis l’intérieur de la Galaxie. Les astronomes mesurent alors non seulement la direction des étoiles et du gaz, mais aussi leurs distances et leurs mouvements. Placées sur une même carte, ces mesures font apparaître une longue barre centrale et les bras spiraux qui s’enroulent autour d’elle.

La bande blanchâtre du ciel nocturne est notre vue du disque de la Voie lactée depuis l’intérieur. Son nom anglais, Milky Way, vient de cet aspect laiteux, semblable à une traînée de lait dans le ciel. Lorsque nous regardons de côté à travers le disque riche en étoiles, d’innombrables lumières se superposent pour former cette bande. Cette bande ne suffit toutefois pas à dire quelle étoile se trouve devant et laquelle est située des dizaines de milliers d’années-lumière plus loin. La poussière interstellaire assombrit et rougit aussi les étoiles lointaines, rendant le centre galactique et l’autre côté du disque particulièrement difficiles à observer en lumière visible.

• Environ 26 600 années-lumière Distance du Soleil au centre galactique calculée dans une étude de 2019
• Environ 200 sites Régions de formation d’étoiles massives dont la distance a été mesurée directement par radio
• Plus de 33 millions Étoiles de Gaia DR3 dont la position et la vitesse en trois dimensions peuvent être étudiées ensemble
• Deux bras et quatre bras Deux dominent chez les étoiles anciennes, tandis que quatre ressortent dans le gaz et les jeunes étoiles

Comment mesure-t-on la distance des étoiles proches ?

Savoir qu’une étoile apparaît dans la direction du Sagittaire ne donne pas un point sur une carte, mais une ligne partant du Soleil dans cette direction. Il faut déterminer où l’étoile se trouve le long de cette ligne avant de convertir l’observation en coordonnées pour une vue de dessus de la Galaxie. Pour les étoiles proches, on utilise la parallaxe annuelle : pendant que la Terre tourne autour du Soleil, l’étoile semble se décaler légèrement par rapport au fond du ciel. Plus ce décalage est petit, plus l’étoile est éloignée.

Gaia a observé plusieurs fois les mêmes objets afin de mesurer ce très petit angle et leur déplacement sur le ciel. La publication DR3 contient plus de 33 millions d’étoiles dont on peut étudier ensemble la position et le mouvement tridimensionnel. Les chercheurs ont sélectionné environ 580 000 étoiles chaudes et jeunes, ainsi que 988 amas de moins de 100 millions d’années, pour tracer les régions de formation stellaire situées dans un rayon d’environ 13 000 à 16 000 années-lumière autour du Soleil. Il ne s’agit pas d’une carte où chaque étoile est placée telle quelle, mais d’une carte utilisant une sélection d’étoiles jeunes pour repérer les bras spiraux.

Le fait que Gaia ait observé environ deux milliards d’objets ne signifie pas que leur distance et leur mouvement sont tous connus avec la même précision. Les informations disponibles et leurs incertitudes dépendent de la luminosité et de la distance de l’objet, de la densité d’étoiles autour de lui et de la quantité de poussière qui masque la vue. Les observations du satellite ont pris fin en 2025, mais le traitement et la publication des données recueillies se poursuivent.

Comment suit-on le gaz caché derrière la poussière ?

L’émission radio de 21 centimètres produite par l’hydrogène froid, ainsi que celle des molécules de monoxyde de carbone, traverse mieux la poussière que la lumière visible. Mesurer l’allongement ou le raccourcissement de la longueur d’onde indique si le gaz se rapproche ou s’éloigne de nous. En appliquant ensuite un modèle de rotation galactique, on peut estimer sa distance et dessiner comme bras spiraux possibles les longues zones où le gaz se concentre.

Une même vitesse peut cependant correspondre à deux distances différentes. Le gaz ne suit pas toujours des cercles parfaits non plus : la gravité de la barre centrale et des bras spiraux peut le dévier latéralement. Les observations radio atteignent le gaz situé de l’autre côté de la Galaxie, mais la distance calculée à partir de la rotation n’a pas toujours une solution unique. Des distances mesurées directement par d’autres méthodes sont donc nécessaires comme points de référence.

Les ondes radio donnent la direction et la vitesse du gaz caché derrière la poussière. La parallaxe trigonométrique mesure directement la distance des étoiles qui naissent avec ce gaz. Il faut combiner les deux mesures pour placer un bras spiral sur la carte.

Peut-on mesurer la distance de régions de formation stellaire très lointaines ?

Dans les nuages où se forment des étoiles massives, certaines molécules peuvent émettre des ondes radio extrêmement intenses, concentrées autour d’une seule longueur d’onde. Une petite région produisant cette émission s’appelle un maser. En observant simultanément un maser avec des radiotélescopes très éloignés les uns des autres, on mesure des variations de position infimes. La différence apparente entre les moments où la Terre se trouve de part et d’autre du Soleil fournit une parallaxe trigonométrique, qui permet de calculer la distance sans modèle de rotation galactique.

En 2019, les équipes BeSSeL et VERA avaient rassemblé les parallaxes et les mouvements propres d’environ 200 régions de formation d’étoiles massives. En reliant les points, elles ont fait apparaître de longues bandes associées aux bras Sagittaire–Carène, Persée, Écu–Centaure et Extérieur. Un modèle à quatre grands bras de gaz et de formation stellaire décrivait bien les données. La même analyse plaçait le Soleil à 8,15±0,15 kiloparsecs, soit environ 26 600 années-lumière, du centre galactique.

Cela ne signifie pas que la distance de chaque bras spiral a été mesurée sans interruption. Les masers ne sont brillants que dans certaines régions de formation stellaire, et les points de mesure restent rares dans le ciel austral et de l’autre côté de la Galaxie. Les chercheurs relient les points séparés à l’aide de modèles mathématiques en spirale. Un bras dessiné de façon continue peut donc réunir des sections mesurées directement et des sections calculées entre ces mesures.

1. Mesurer la direction Noter d’où viennent la lumière stellaire ou les ondes radio dans le ciel.
2. Mesurer la distance Utiliser les parallaxes stellaires de Gaia et les parallaxes des masers pour situer la source le long de cette direction.
3. Mesurer le mouvement Combiner le déplacement sur le ciel avec la vitesse d’approche ou d’éloignement.
4. Comparer différents traceurs Cartographier séparément les étoiles anciennes, les étoiles jeunes, les amas, l’hydrogène et les nuages moléculaires.
5. Calculer entre les mesures Déduire la forme de la barre, des bras et du disque tout en indiquant les zones non observées et les incertitudes.

Comment a-t-on découvert la barre centrale de la Voie lactée ?

La poussière devant le centre galactique bloque la lumière visible, mais l’infrarouge permet d’y voir beaucoup plus d’étoiles. Les astronomes sélectionnent des géantes rouges du clump, dont les luminosités réelles sont proches, puis estiment leur distance à partir de leur éclat apparent. Leur répartition montre que les étoiles centrales ne forment pas seulement une concentration ronde, mais une longue structure inclinée d’un côté. Les mouvements des étoiles et du gaz ne s’expliquent pas non plus par un simple disque circulaire identique dans toutes les directions.

Les modèles actuels qui rendent compte à la fois des positions et des mouvements inclinent la barre centrale d’environ 25 à 30 degrés par rapport à la ligne reliant le Soleil au centre galactique, et la prolongent sur près de 16 000 années-lumière depuis le centre. L’orbite d’une étoile comme S2, près du centre, permet d’en vérifier la position et la distance par une autre méthode. Nous qualifions la Voie lactée de galaxie spirale barrée parce que les observations séparées des étoiles centrales, du gaz du disque et des bras spiraux s’assemblent en une seule structure.

La Voie lactée possède-t-elle deux bras spiraux ou quatre ?

Le comptage des étoiles anciennes du disque dans les observations infrarouges de Spitzer fait particulièrement ressortir les bras Écu–Centaure et Persée. À l’inverse, l’hydrogène, les nuages moléculaires, les étoiles jeunes et les masers dessinent quatre longs bras de formation stellaire. Même dans une seule galaxie, les régions les plus riches en étoiles anciennes ne suivent pas forcément exactement les mêmes lignes que le gaz comprimé où des étoiles commencent à naître.

La région du Soleil a longtemps été surtout représentée comme un court « éperon d’Orion ». Les cartes d’étoiles jeunes établies avec les masers et Gaia montrent aujourd’hui le Bras Local comme un long segment d’au moins 26 000 années-lumière. Il n’existe aucune frontière officielle entre un « bras » et un « éperon ». Les noms dépendent de la longueur, de l’activité de formation stellaire et des connexions apparentes avec les autres bras ; les études peuvent donc tracer des nombres et des limites légèrement différents.

Quelles parties de la carte de la Voie lactée ont été mesurées directement ?

Il n’est pas nécessaire de sortir de la Galaxie pour reconnaître sa barre, son disque et sa structure spirale. Mais ces connaissances ne proviennent ni d’un seul télescope ni d’une seule image. La parallaxe stellaire remplit en détail le disque proche, les ondes radio localisent le gaz derrière la poussière, les parallaxes des masers posent des repères de distance dans les bras lointains, et l’infrarouge associé aux mouvements stellaires révèle la barre centrale.

Avec de nouvelles données, notre représentation des connexions entre les bras, de la longueur de la barre ou du statut du Bras Local comme bras ou éperon peut évoluer. Cela ne veut pas dire que les anciennes cartes étaient dépourvues de preuves. Préciser quelles étoiles et quel gaz ont été utilisés, ainsi que les distances mesurées directement, permet de distinguer ce qui est confirmé dans une carte de la Voie lactée de ce qui a été calculé pour relier les mesures.

Sources

• The Astrophysical Journal — Trigonometric Parallaxes of High-Mass Star-Forming Regions
• Astronomy & Astrophysics — Gaia DR3: Mapping the Asymmetric Disc of the Milky Way
• Astronomy & Astrophysics — Gaia DR3: Chemical Cartography of the Milky Way
• ESA — Gaia Mission and Data-Release Status
• Research in Astronomy and Astrophysics — The Bar and Spiral Arms in the Milky Way
• Science Advances — The Local Spiral Structure of the Milky Way
• NASA Science — Why the Milky Way Has Its Name