= 0 (R 2 +z 2 =c 2 ) ? =2 (5.1)
On trouve une loi de densité similaire à partir de la distribution des RR Lyrae :
=?3:10:2 avecc=0:9pour Hawkins (1984), =?3:0240:077avecc=1ou
=?3:5300:077 avecc=0:5 pour Wetterer & McGraw (1996). Les échantillons sont cependant petits, et les incertitudes non négligeables.
Le halo contient bien sûr des étoiles en dehors des amas globulaires. La dis-tribution en densité de ces objets suit également une loi de puissance. À partir de comptages profonds dans plusieurs directions, Robin et al. (2000) trouvent un aplatissement de 0.76, et un indice plus petit que celui obtenu à partir des autres traceurs : = ?2:44. Dans la même étude, Robin et al. (2000) contraignent égale-ment la fonction de masse initiale8 (IMF) pour le halo. Ils trouvent une pente de 1.9, ce qui donne une densité locale (au voisinage solaire) de1:6410
?4 étoilespc?3 pour le halo. La densité de masse locale du halo correspondante est4:1510
?5 M
pc?3. Les étoiles du halo circulent sur des orbites dont l'orientation semble aléatoire. Puisque le Soleil, et les étoiles du disque dans son voisinage, suivent un mouvement orbital dans le plan galactique à des vitesses voisines, les étoiles du halo dans le voisi-nage solaire se distinguent par leur grande vitesse
relative
(on peut les sélectionner en imposant v>220 kms?1, par exemple).Halo et formation galactique
L'âge important des étoiles du halo (plus de 10
10 ans), l'absence de signes d'une récente formation d'étoiles dans cette partie de la Galaxie, et la faible métallicité de
8L'IMF donne la répartition en masse des étoiles lors de leur formation. On utilise classiquement une loi de puissance pour l'exprimer.
108 La Voie Lactée
cette population indiquent que ces objets se sont formés au tout début de l'histoire de la Galaxie. Leur étude revêt donc un intérêt tout particulier pour contraindre l'histoire de la formation de la Galaxie.
Eggen, Lynden-Bell et Sandage (1962) ont avancé l'hypothèse d'une formation de la Galaxie par l'eondrement rapide (non dissipatif) d'un nuage de gaz homogène. Dans ce scénario (noté ELS), les étoiles du halo se forment toutes à la même époque (en moins de 200 millions d'années), sur des orbites fortement excentrées, tandis que le gaz s'eondre dans le plan et vers le centre galactique.
Searle & Zinn (1978) proposent un scénario plus turbulent, où les parties ex-ternes du halo galactique se forment par accrétion de fragments de protogalaxies, qui continuent à évoluer pour atteindre l'équilibre dynamique, avec un temps de formation plus long, de l'ordre de 10
9 ans (scénario SZ). Chaque fragment évolue individuellement en termes de contraction, de dissipation, ou d'enrichissement en métaux.
Il existe des contraintes observationnelles pour et contre chacun de ces deux scénarii extrêmes, et les travaux les plus récents privilégient une évolution galactique hybride. La partie externe du halo se serait formée par agrégation de protogalaxies9
(Bekki & Chiba, 2000). On retrouve d'ailleurs dans la cinématique du halo des sous-structures interprétées comme des résidus des groupes ayant fusionné (Majewski, 1999).
A moins de 20 kpc du centre galactique, un eondrementdissipatif (Sandage & Fouts, 1987) aurait entraîné la formation d'un halo interne ayant un faible mouve-ment de rotation, puis la formation du disque (Chiba & Beers, 2000), en un temps plus long que proposé dans le scénario ELS, de l'ordre de 10
9 ans.
Masse cachée
Si l'on ne sait pas exactement comment s'est formée la Galaxie, il existe un problème non résolu encore plus intrigant : on ignore ce qui constitue 90% de la masse de la Galaxie. La courbe de rotation (Fig. 5.3) indique la présence d'une masse répartie dans un grand halo englobant la Voie Lactée, mais cette masse ne correspond à aucune matière lumineuse. On détecte sa présence uniquement par son action gravitationnelle.
Cette couronne de masse cachée (ou matière noire) englobe la Voie Lactée, mais on détecte un phénomène similaire dans la grande majorité des galaxies extérieures. La nature de ce halo de matière noire reste hypothétique, et on avance comme possibles constituants :
une matière noire baryonique :
les MACHOs (Massive Compact Halo Object), qui pourraient être des naines brunes (moins de 0.08 M
), des planètes joviennes (0.001 M ), de vieilles naines blanches (Ibata et al., 1999) ou des trous noirs de10
2 M
;
9La découverte de la galaxie naine du Sagittaire (Ibata et al., 1995), en orbite autour de la Voie Lactée et déformée par les forces de marée, vient renforcer cette version.
La structure de la Galaxie 109
Vitesse de rotation (km/s)
Distance au centre galactique (kpc) Halo
Disque Couronne Total
Fig. 5.3: La courbe de rotation de la Voie Lactée reste remarquablement plate jusqu'à plus de 20 kpc. La masse des composantes visibles (bulbe, disque, halo) ne permet pas d'expliquer ce comportement et il faut faire intervenir une couronne de masse cachée pour ajuster les observations. (Figure adaptée de la Fig. 9 de Merri eld (1992)).
des nuages d'hydrogène moléculaire (Pfenniger et al., 1994);
une matière noire non baryonique, formée de particules élémentaires en-core inconnues, ou aux propriétés étranges. Parmi les nombreuses spéculations théoriques, on peut citer :
les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particle), dont l'exemple le plus connu est le neutralino prédit par la supersymétrie;
les neutrinos massifs. Si les neutrinos tauique ou muonique ont une masse non-nulle, même très faible, ils pourraient constituer la matière noire.
5.2.4 Le disque
Les disques sont les structures les plus proéminentes des galaxies spirales (voir Fig. 5.4). Leur forme très aplatie, la présence de gaz, d'étoiles jeunes et de bras spiraux leur donne une grande variété de formes, ce qui en fait des objets de choix dans les galeries d'images astronomiques.
110 La Voie Lactée
Fig. 5.4: La galaxie spiraleNGC3198. On distingue dans le disque de cettegalaxie des brasspiraux. (ClichéDSS1).
Le gaz
L'hydrogène est de loin l'élément le plus abondant dans l'Univers. Sous forme atomique (notée Hipour l'atome neutre), la transition hyper ne (due à l'interaction spin-spin) se traduit par l'émission d'une raie à 21.1 cm (domaine radio). L'émission à ces longueurs d'onde présente l'avantage considérable de ne pas être absorbée par les poussières.
L'intensité de l'émission à 21 cm est proportionnelle à la densité d'hydrogène atomique neutre sur la ligne de visée. En adoptant une courbe de rotation pour la Galaxie (en supposant que les nuages d'hydrogène se déplacent sur des orbites circulaires autour du centre galactique), on peut utiliser le décalage Doppler de la raie pour déterminer les distances des nuages, et donc cartographier la répartition de l'hydrogène neutre dans la Galaxie.
La structure de la Galaxie 111 Les premières observations radio à 21 cm ont donné pour la première fois une vision à grande échelle de la structure de la Galaxie (Oort et al., 1958) :
l'essentiel du gaz est con né dans un disque plat (avec une échelle de hauteur de 100 à 220 pc selon le rayon galactique (Malhotra, 1995));
la distribution des nuages trahit la présence d'une structure spirale dans le plan, et permet de suivre le tracé de plusieurs bras;
le disque apparaît gauchi au-delà d'un certain rayon (le gauchissement et l'éva-sement du disque seront approfondis dans la section 6.3)
L'étude du gaz dans la Galaxie est importante pour comprendre l'évolution de celle-ci, car le taux de formation d'étoiles dans le disque dépend de la densité de masse surfacique dans le disque. La chute de gaz en provenance du halo vers le plan galactique (infall) permet de conserver une quantité de gaz su sante pour entretenir la formation d'étoiles. Les estimations actuelles de la densité surfacique de gaz (Hi
et H2) dans le voisinage solaire vont de 7 à 13 M
pc?2 (Romano et al., 2000).