de la National Aeronautics and Space Administration
a Propos de l’Image
parce que nous habitons dans la galaxie de la Voie lactée, il nous est impossible de prendre une photo de sa structure en spirale de l’extérieur. Mais nous savons que notre Voie lactée a une nature en spirale d’après les observations faites à l’intérieur de notre galaxie (bien que la question de savoir s’il s’agit ou non d’une spirale barrée soit encore débattue)., Pour représenter cela, la belle galaxie spirale Messier 74 a été utilisée, car elle pensait être une galaxie similaire à la nôtre.
Voici une photo de la Voie Lactée réelle prise par le satellite COBE. Le disque et la région centrale de notre Galaxie sont facilement reconnaissables. Cette image fait apparaître la Voie Lactée beaucoup plus semblable à une galaxie et moins comme la tache d’étoiles que nous voyons s’étendre à travers notre ciel nocturne. Il est possible d’imaginer à quoi pourrait ressembler notre Voie lactée en la regardant de l’extérieur.,
information de Distance
bien que L’année-lumière soit une unité couramment utilisée, les astronomes préfèrent une unité différente appelée parsec (pc). Un parsec, égal à 3,26 années-lumière, est défini comme la distance à laquelle 1 unité astronomique sous-tend un angle de 1 seconde d’arc (1/3600 de degré) lorsque nous utilisons le parsec pour de très grandes distances, nous mettons souvent un préfixe devant lui – comme kiloparsecs (kpc), qui sont égaux à 1000 parsecs – ou Mégaparsecs (Mpc), égal à un million de parsecs.,
La Voie Lactée est d’environ 1 000 000 000 000 000 000 km (environ 100 000 années-lumière ou environ 30 kpc). Le soleil ne se trouve pas près du centre de notre galaxie. Il se trouve à environ 8 kpc du centre sur ce qui est connu comme le bras D’Orion de la Voie Lactée.
comment calculer des Distances de cette Magnitude
Les Parallaxes nous donnent des distances aux étoiles jusqu’à peut-être quelques milliers d’années-lumière. Au-delà de cette distance, les parallaxes sont si petites qu’elles ne peuvent pas être mesurées avec des instruments contemporains. Les astronomes utilisent des méthodes plus indirectes au-delà de quelques milliers d’années-lumière.,
Les méthodes pour mesurer des distances stellaires supérieures à quelques milliers d’années-lumière comprennent:
mouvements propres: Toutes les étoiles se déplacent dans le ciel, mais ce n’est que pour les étoiles proches que ces mouvements sont perceptibles, et même alors il faut des décennies ou des siècles pour les mesurer. Statistiquement, les étoiles se déplacent à peu près au même rythme; par conséquent, les étoiles qui semblent avoir des mouvements plus importants sont plus proches. En mesurant les mouvements d’un grand nombre d’étoiles d’une classe donnée, nous pouvons estimer leur distance moyenne par rapport à leur mouvement moyen.,
amas en mouvement: des amas d’étoiles, tels que les amas D’étoiles des Pléiades et des Hyades, voyagent ensemble. L’analyse du mouvement apparent de la grappe peut nous donner la distance à elle.
lignes interstellaires: l’espace entre les étoiles n’est pas vide, mais contient une distribution clairsemée de gaz. Parfois, cela laisse des raies d’absorption dans le spectre que nous observons des étoiles qui se trouvent au-delà du gaz interstellaire. (Les raies d’Absorption sont des couleurs manquantes dans un spectre continu en raison de leur absorption par des atomes ou des ions., Le spectre est le tableau de couleurs ou de longueurs d’onde qui est obtenu lorsque la lumière est dispersée.) Plus une étoile est éloignée, plus l’absorption sera observée, car la lumière a traversé davantage de milieu interstellaire.
loi inverse-carrée: la luminosité apparente ou la magnitude d’une étoile dépend à la fois de sa luminosité intrinsèque ou de sa luminosité (la luminosité réelle de l’étoile plutôt que sa luminosité) et de sa distance de nous. La loi inverse-carrée dit que le flux d’un objet lumineux diminue comme le carré de sa distance., Si nous connaissons la luminosité d’une étoile (par exemple, nous avons une parallaxe mesurée pour une étoile du même type et savons que d’autres du même type auront des luminosités similaires), nous pouvons mesurer sa luminosité apparente et ensuite résoudre pour sa distance. Il existe plusieurs variantes à ce sujet, dont beaucoup sont utilisées pour mesurer les distances aux étoiles d’autres galaxies.
relation période-luminosité: certaines étoiles sont des pulsateurs réguliers, ce qui signifie que leur intensité change périodiquement. La physique de leurs pulsations est telle que la période d’une oscillation est liée à la luminosité de l’étoile., Si nous mesurons la période d’une telle étoile, nous pouvons calculer sa luminosité. À partir de cela, et de sa magnitude apparente, nous pouvons calculer sa distance. La relation période-luminosité a été découverte par Henrietta Swan Leavitt en 1908 alors qu’elle étudiait les étoiles variables Céphéides dans les nuages de Magellan. Les céphéides, nommées D’après Delta Cephei, le premier et le plus lumineux de sa classe à être identifié, font d’excellents indicateurs de distance, en raison de leur périodicité et de leur luminosité extraordinaire., Non seulement ils peuvent être trouvés aux confins de notre galaxie, mais ils peuvent également être résolus dans des galaxies en dehors de la nôtre. Les Céphéides les plus lumineuses peuvent être utilisées pour estimer les distances à des objets jusqu’à 12 000 000 d’années-lumière.
Il y a des complications dans l’utilisation de la relation période-luminosité. Premièrement, la relation elle-même dépend de la composition chimique de l’étoile. Deuxièmement, l’absorption de certaines longueurs d’onde de la lumière par le milieu interstellaire peut affecter la luminosité apparente de l’étoile et doivent donc être pris en compte., Même avec ces complications (et d’autres), les Variables Céphéides fournissent un excellent moyen de mesurer les distances relatives. Pour convertir en distances absolues, nous devons idéalement mesurer la distance à une céphéide voisine avec une autre méthode, plus directe. Il y a beaucoup de débats à l’heure actuelle dans ce domaine, en particulier en ce qui concerne les mesures Hipparcos des distances aux céphéides à proximité. (Voir la page étoiles les plus proches pour plus d’informations sur les mesures D’Hipparcos.)
fait intéressant, la taille de notre propre galaxie a été débattue pendant un long moment., Ce n »est qu » au début du 20e siècle que Harlow Shapley a utilisé les observations d » étoiles variables RR Lyrae pour estimer la taille de notre galaxie. Les étoiles RR Lyrae sont similaires aux Variables Céphéides. Elles ont des périodes relativement courtes, généralement d’environ un jour ou moins, et toutes les étoiles RR Lyrae ont approximativement la même luminosité. En règle générale, les étoiles RR Lyrae sont moins lumineuses que les Céphéides, mais elles sont beaucoup plus courantes. Les amas globulaires d’étoiles-des essaims de vieilles étoiles étroitement liées entre elles par la gravité et orbitant à la périphérie des galaxies, contiennent de nombreuses étoiles variables, y compris RR Lyraes.,
Shapley a pu les utiliser pour trouver la distance aux amas globulaires qui entourent notre galaxie. Non seulement les amas globulaires étaient à de grandes distances, mais le soleil ne se trouvait pas au centre de leur distribution, ce qui plaçait le soleil loin du centre de la galaxie. La première estimation du rayon de la Voie Lactée de Shapley était d » un facteur 2, mais il a fait un premier pas important dans la compréhension de la nature de notre galaxie.
Plusieurs méthodes modernes ont été utilisés pour cartographier notre Galaxie avec plus de précision., Le gaz hydrogène neutre de notre galaxie émet de la lumière à une longueur d’onde de 21 cm; bien que cette lumière soit invisible à nos yeux, elle est observable par les radiotélescopes. D’autres molécules comme le monoxyde de carbone émettent également des ondes radio. Ceci est très utile pour cartographier la partie disque de notre galaxie.
pourquoi ces Distances sont-elles importantes pour les astronomes?
la Distance est un outil utile à l’échelle galactique. Si vous pouvez mesurer la vitesse moyenne des étoiles lorsqu’elles se déplacent autour du centre galactique et leur distance par rapport au centre galactique, vous pouvez faire un tracé appelé « courbe de rotation »., La courbe de rotation, qui décrit le mouvement de la galaxie, peut être utilisée pour déterminer la quantité de masse dans un rayon donné à partir du centre. Les courbes de rotation prévues pour de nombreuses galaxies (en particulier, les galaxies spirales comme la Voie lactée) ne correspondent pas à celles observées, ce qui a conduit à la découverte de la matière noire comme une explication de cet écart. On pense que ces galaxies sont constituées d’un grand halo rond de matière noire, avec la matière visible concentrée dans un disque en son centre.
temps de trajet
La sonde Voyager s’éloigne du Soleil à une vitesse de 17.,3 km / s. Si Voyager devait se rendre au centre de notre galaxie, il faudrait plus de 450 000 000 d’années pour parcourir les 8 kpc. S’il pouvait voyager à la vitesse de la lumière, une impossibilité due à la relativité restreinte, il faudrait encore plus de 26 000 ans pour arriver!
à 17,3 km/s, il faudrait à Voyager plus de 1 700 000 000 d’années pour parcourir toute la longueur de la Voie Lactée. Même en voyageant à la vitesse de la lumière, cela prendrait près de Cent mille ans!
Retour