Le disque mince
6.1 Quelques exemples
L
a Voie Lactée contient plusieurs centaines de milliards d'étoiles. Les mo-dèles de la Galaxie n'ont bien évidemment pas la prétention de décrire exac-tement son contenu dans les moindres détails, mais plutôt de modéliser dié-rentes composantes (bulbe, halo, disque, spirale...) par des lois générales permettant de reproduire de façon satisfaisante les diverses observations (distribution des étoiles en magnitudes, mouvements propres, dans diérentes directions).La mise au point de modèles de la Galaxie a véritablement pris son essor avec le développement de l'informatique et des méthodes numériques, qui ont permis de construire des modèles de plus en plus complexes et de les comparer aisément à des volumes de données toujours croissants.
L'utilisation d'un modèle permet de véri er que l'on comprend bien les phéno-mènes. On peut tester un scénario, et véri er les théories physiques.
6.1.1 Modèles de masse
Les premiers eorts de modélisation de la Voie Lactée portaient sur la réparti-tion de la masse dans la Galaxie et l'étude du potentiel galactique, a n de mieux comprendre la courbe de rotation.
Des progrès importants ont été faits dans les années 1950. Schmidt (1956) uti-lise plusieurs ellipsoïdes, avec des fonctions de densité polynomiales, pour décrire diérentes populations.
Einasto (1979) proposera par la suite de remplacer les polynômes par des expo-nentielles modi ées. Dans cet article, Einasto indique ce qu'il entend par modèle de la Galaxie : un ensemble de fonctions et de paramètres qui décrivent quantitative-ment les principales propriétés de la Galaxie et de ses populations.
Parmi les fonctions à décrire gurent le potentiel galactique et ses dérivées,K R
etK
z. Chaque population est décrite par une fonction de distribution dans l'espace des phases (positions et vitesses). En faisant l'hypothèse que les distributions des vitesses sont gaussiennes pour une population isotherme, et que les composantes de
116 Mo dèles dela Galaxie
vitesse perpendiculaires à la rotation sont nulles, on peut décrire une population (Einasto, 1979) par :
sa densité spatiale (et sa densité projetéeP); les dispersions des vitesses : R, , z;
la vitesse de rotation du centroïde : V.
Les populations considérées par Einasto sont : le noyau, le bulbe, le halo, le disque, un ensemble gaz étoiles jeunes (composante très aplatie), et une couronne massive (halo de matière noire).
6.1.2 Modèles de première génération
La méthode la plus répandue pour l'étude de la structure galactique repose sur les
comptages d'étoiles
. En eet, la distribution en magnitude absolue des étoiles (fonction de luminosité (M)) et la densité spatiale des objets (loi de densité ) permettent d'obtenir le nombre d'objets de magnitude apparente m observés dans une direction donnée :N(m)= X i Z r i (M)i (r)r2!dr : (6.1)
L'équation 6.1 est appelée
équation de la statistique stellaire
; elle est expri-mée ici dans un cas général où plusieurs populations iinterviennent.rest la distance héliocentrique, et ! l'angle solide1.Cette loi est en général non inversible : plusieurs combinaisons de i
(M)eti (r)
peuvent conduire à des comptages d'étoiles identiques.
Pour contourner cette di culté, on adopte en général, pour les lois de densité, des formes empiriques déduites de l'observation de galaxies spirales extérieures supposées semblables à la Voie Lactée. Les fonctions de luminosité sont obtenues à partir des observations au voisinage solaire. On peut ensuite faire varier les quelques paramètres qui contrôlent ces lois a n d'obtenir le meilleur ajustement aux observations.
Au cours des années 1980, de très nombreux travaux ont porté sur ce type d'ajus-tements, eectués principalement sur des régions à
haute latitude galactique
a n d'éviter les problèmes dûs à l'extinction dans le plan galactique.On peut en citer quelques exemples :
Bahcall & Soneira (1980) ont proposé un modèle à deux composantes (disque et sphéroïde) pour prédire les comptages d'étoiles à plus de 20 de latitude, a n de préparer les observations du Télescope Spatial Hubble. Ils utilisent une loi de densité exponentielle pour le disque, un sphéroïde de de Vaucouleurs, et diérentes fonctions de luminosité déterminées dans le voisinage solaire, qui permettent de reproduire grossièrement l'ensemble des observations alors disponibles.
Quelques exemples 117 Ils doivent toutefois introduire également un halo de matière noire pour obtenir une courbe de rotation plate pour la Galaxie;
Caldwell & Ostriker (1981) présentent un modèle à trois composantes : disque, sphéroïde et halo de matière noire (HMN). Ce modèle comporte peu de para-mètres, et décrit grossièrement la répartition de la masse dans la Galaxie; Gilmore & Reid (1983) font intervenir un disque épais pour tenir compte de
la distribution des étoiles à grande distance au dessus du plan, vers le pôle galactique.
On trouvera dans la deuxième section de l'article de Gilmore et al. (1989) les références de nombreux modèles avancés dans les années 1980. J'aborderai en détail dans la section 6.2 la description du modèle de Besançon, également apparu à cette époque.
Le foisonnement de modèles pendant cette décennie s'explique par les progrès considérables des capacités de calcul, avec les performances croissantes des ordi-nateurs, mais aussi par les progrès des observations (notamment avec les capteurs CCD), qui orent toujours plus de données pour contraindre et a ner les modèles.
6.1.3 Les années 1990
Les comptages d'étoiles de plus en plus profonds dans de nombreuses directions, mais aussi les progrès considérables dans de nouveaux domaines spectraux (en par-ticulier l'infrarouge, moins sensible à l'extinction, avec des missions spatiales comme IRAS ou COBE), donnent une vision de plus en plus profonde et détaillée de la Galaxie.
Les modèles prennent en compte la complexité observée en faisant intervenir de plus en plus de structures non axisymétriques, en particulier à basse latitude galactique.
Ainsi, le modèle SKY, développé par Wainscoat et al. (1992) pour rendre compte des observations du satellite IRAS dans l'infrarouge moyen, fait intervenir un disque exponentiel, un bulbe et un halo stellaire, mais également des bras spiraux (y compris le bras local) et un anneau moléculaire.
Ce modèle a par la suite été étendu jusqu'au domaine ultraviolet (Cohen, 1994), avec l'ajout d'autres composantes (ceinture de Gould, ...).
Les données COBE/DIRBE ont été utilisées par Drimmel & Spergel (2001) pour construire un modèle de la distribution de la poussière et des étoiles dans le disque de la Galaxie. Les auteurs font intervenir une structure spirale et tiennent compte du gauchissement du disque2.
Les modélisations récentes des parties les plus internes de la Galaxie adoptent également des formes non axisymétriques pour le bulbe (Dwek et al., 1995; Freuden-reich, 1998).
118 Mo dèles dela Galaxie