Voie Lactée


Voie Lactée

Voie lactée

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Voie lactée
Perseid Meteor.jpg
Une partie de la Voie lactée telle qu’elle peut être vue sur Terre (régions du Cygne au Sagittaire)
Données d’observation
Époque J2000.0
Ascension droite 17h 45m 39.9s[1]
Déclinaison -29° 00′ 28″[1]
Coordonnées galactiques =0,00, b=0,00[1]
Constellation Sagittaire[2]
Vitesse radiale +16[3] km/s
Absorption d’avant-plan (V) 30 environ[4]
Type S(B)bc I-II
Magnitude absolue (V) -20,9
Module de distance 14,51±0,14
Distance 8,0±0,5 kpc
Distance au centre de masse du Groupe local 460 kpc
Découvreur Harlow Shapley, Jan Oort & Bertil Lindblad[5]
Date de découverte 1918-1928
Masse (1,8 à 3,7)×1011 M
Masse d’hydrogène atomique (HI) 4×109 M
Masse d’hydrogène ionisé (HII) 8,4×107 M
Masse d’hydrogène moléculaire (H2) 3×108 M
Masse du noyau 3,5×106 M
Nombre d’amas globulaires 160±20
Nombre de nébuleuses planétaires 7 200±1 800
Taux de novae (par an) 20
Abondance d’oxygène (12 + log(O/H)) 8,7 (voisinage solaire)
Abondance de fer ([Fe/H]) +0,06

La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois simplement « la Galaxie », avec une majuscule) est le nom de la galaxie dans laquelle se situent le Système solaire (dont la Terre, notamment) et toutes les étoiles visibles à l’œil nu. Elle est partiellement visible dans de bonnes conditions d’observations (absence de pollution lumineuse), notamment sous les tropiques, sous la forme d’une bande plus claire dans le ciel nocturne. Comme nous sommes en son sein, et plus précisément à sa périphérie, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l’on sait que sa forme est assez semblable à celle de la Galaxie d’Andromède. Il s’agit donc d’une galaxie spirale, mais il est difficile d’établir s’il s’agit d’une galaxie spirale ordinaire ou d’une galaxie spirale barrée, son noyau présentant une barre de faible extension découverte en 1991. Le type de spirale (a, b ou c selon le degré d’ouverture des bras) est lui aussi difficile à déterminer du fait que nous n’avons pas de vue externe de notre Galaxie. Divers arguments favorisent des bras plutôt fermés (b) ou plutôt ouverts (c) aussi son type est-il considéré comme étant S(B)bc.

En tout état de cause, sa forme générale est un disque de 25 000 pc de diamètre comportant un bulbe central, lui-même entouré d’un halo sphérique de faible densité de 30 kpc de diamètre. Elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles, dont le Soleil[6], pour une masse totale évaluée de l’ordre de plusieurs centaines de milliards de masses solaires.

La dénomination « voie lactée » désignait d’abord uniquement la partie observable à l’œil nu de notre galaxie qui crée la bande blanchâtre tracée dans le ciel nocturne par le disque galactique, mais elle est maintenant fréquemment utilisée pour désigner toute notre galaxie : elle s’écrit alors « Voie lactée » avec une majuscule, comme la Galaxie (notre galaxie) ou le Soleil (notre soleil).

Sommaire

Observations et découvertes

Notre Galaxie vue par Herschel en 1785 ; le système solaire est supposé près du centre.

L’observation à l’œil nu de la Voie lactée ne permet de distinguer qu’une très faible partie des étoiles dont elle se compose. Avec sa lunette astronomique, Galilée découvrit dès 1610 que la Voie lactée était un nuage très dense d’étoiles. En 1750, le savant Thomas Wright, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, imagina qu’elle formait un nuage aplati, disque parsemé d’étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil. La preuve que les étoiles de notre galaxie sont des objets semblables au Soleil (et donc considérablement plus éloignés étant donné leur faible éclat) date du XIXe siècle avec les observations de l’astronome allemand Friedrich Bessel.

La première tentative de décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil au sein de celle-ci fut effectuée par William Herschel en 1785 en dénombrant les étoiles dans différentes régions du ciel. Malheureusement, ne connaissant pas leur distance, il supposa que toutes les étoiles avaient une même luminosité intrinsèque et que leur distance décroissait en proportion de leur magnitude apparente. En utilisant un raffinement de cette méthode, Jacobus Kapteyn arriva en 1920 à l’image d’une petite galaxie elliptique d’environ 15 kiloparsecs de diamètre, avec le Soleil près du centre.

La place du Soleil dans la Galaxie

Les premiers travaux quantitatifs relatifs à la structure détaillée de notre Galaxie remontent à 1918 avec Harlow Shapley. En étudiant la répartition sur la sphère céleste des amas globulaires il parvint à l’image selon laquelle notre Galaxie était une structure symétrique de part et d’autre de son disque visible, et que son centre était situé dans la direction de la constellation du Sagittaire aux coordonnées approximatives de 17h 30m et -30°. Ainsi était-il établi que le Soleil ne pouvait être situé au centre de la Voie Lactée[7],[8]. Shapley est de ce fait considéré comme l’auteur d’une seconde révolution copernicienne. Dans son analyse, Shapley put estimer l’ordre de grandeur aujourd’hui admis pour l’extension de la Voie lactée : plusieurs dizaines de milliers de parsecs. Une dizaine d’années plus tard, Bertil Lindblad[9] puis Jan Oort[10],[11] montrèrent indépendamment que les étoiles de la Voie lactée tournaient autour du centre, mais selon une rotation différentielle (c’est-à-dire que leur période orbitale dépendait de leur distance au centre), et que amas globulaire et certaines étoiles ne tournaient pas à la même vitesse que le disque lui-même, suggérant fortement une structure en spirale.

La structure spirale

La mise en évidence explicite de la structure spirale de la Voie lactée eut lieu en 1953 quand furent mis en évidence les trois premières portions de bras spiraux au voisinage du Soleil[12],[13], par les statistiques de position et de distance de plus de 1 000 étoiles géantes bleues proches. La structure spirale globale de la Voie lactée fut mise en évidence peu après, à l’aide de l’étude de la galaxie par la raie à 21 centimètres prédite en 1944 par Hendrik van de Hulst et résultant de la présence d’hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen et utilisé pour cartographier en détail notre Galaxie à partir de 1954 par les hollandais par Hendrik van de Hulst, C. A. Muller et Jan Oort[14], Gart Westerhout[15] et M. Schmidt[16]. D’un point de vue plus visuel, c’est la comparaison faite en 1955 entre des photographies panoramiques de la Galaxie et celles d’autres galaxies spirales vues par la tranche (comme NGC 891) qui achevèrent de donner l’aperçu de sa forme[17].

Type de spirale

L’observation des autres galaxies montre que les galaxies spirales sont de plusieurs types : avec ou sans barre centrale, et avec des bras spiraux plus ou moins évasés (types Sa à Sc). La position interne du Soleil dans notre Galaxie rend particulièrement difficile la détermination précise du type de spirale, et c’est autant en comparant certaines propriétés de notre Galaxie avec des galaxies extérieures de type connu que par l’observation directe que son type peut éventuellement être déterminé. Cette tâche n’est cependant à l’heure actuelle pas entièrement terminée.

L’observation directe des bras spiraux dans le domaine visible favorise une spirale de type Sc. La taille du bulbe galactique, assez grande favorise par contre un type Sb, tout comme la quantité observée d’hydrogène atomique (HI). Par contre, la présence d’une région HII géante, W49 favorise elle, tout comme semble-t-il le taux de formation d’étoiles observé, un type Sc.

Présence d'une barre

Une barre au voisinage du centre galactique a été découverte en 1991 par Leo Blitz et David Spergel[18], après avoir été soupçonnée dès 1979 par l’étude de la cinématique des régions HI situés à proximité du centre galactique[19],[20]. Cette découverte tardive s’explique en partie par le fait que la barre est vue de face, et a donc une taille angulaire minimale. Elle est de plus relativement petite, ce qui la rend d’autant plus difficile à séparer du bulbe.

Observation à l'œil nu

Vue de la sphère céleste entière. Le cercle jaune représente l’écliptique, la ligne grise l’horizon, et la trainée claire la Voie Lactée.

Visible depuis la Terre sous la forme d’une bande blanchâtre traversant la voûte céleste, le phénomène visuel de la Voie Lactée provient en majeure partie des étoiles et du gaz la composant. Si le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu est faible (quelques milliers au plus dans de bonnes conditions d’observations), le nombre d’étoiles résolues augmente considérablement à l’aide d’un instrument d’observation (lunette astronomique ou télescope). Cependant, ayant une brillance de surface assez faible, la Voie lactée est relativement difficile à observer à l’œil nu à proximité des grandes villes, ou dans toute région souffrant de pollution lumineuse.

Le plan de la Voie lactée n’est pas aligné avec celui de l’écliptique, mais incliné à environ 60° par rapport à celui-ci. Les deux s’intersectent au niveau des constellations des Gémeaux et, à l’opposé, du Sagittaire. La portion la plus épaisse de la Voie lactée est située dans le Sagittaire, correspondant au renflement du bulbe galactique, entourant le centre galactique. Le fait que la Voie Lactée divise le ciel nocturne en deux hémisphères quasi-égaux prouve que le système solaire est proche du plan galactique, conclusion pour la première fois trouvée par Harlow Shapley en 1918. Les autres constellations traversées par la Voie lactée, sont, d’est en ouest partant des Gémeaux :

pour la partie au nord de l’écliptique. Au sud de l’écliptique, elle traverse les constellations suivantes :

Le nombre de constellations effectivement traversées par le disque de la voie lactée reste imprécis car dépendant de l’extension exacte que l’on donne au disque.

Le disque de la Voie lactée demeure irrégulier par endroits. Cela est en partie dû aux inhomogénéités intrinsèques du disque, ainsi qu’à la présence plus ou moins marquée de gaz et de poussières interstellaires qui l’obscurcissent plus ou moins selon la direction d’observation. Plus précisément, c’est la distance qui nous sépare des régions de forte densité de poussières, appelées nébuleuses obscures, qui détermine l’éclat de la région observée. La portion la moins lumineuse de la Voie lactée est ainsi située à proximité de la constellation de la Croix du Sud, et porte le nom évocateur de Sac à Charbon, qui est une nébuleuse obscure à la fois étendue, dense, et relativement proche de nous (600 années-lumière environ). De plus, le disque de la Voie lactée apparaît légèrement voilé par endroit, conséquence probable d’interactions avec de petites galaxies voisines. Ainsi, le disque semble-t-il parfois posséder quelques excroissances, comme par exemple au niveau d’Ophiuchus (voir illustrations en tête d’article et ci-contre), du Loup et de Persée.

Interprétations mythologiques

La présence de la bande lumineuse de la Voie lactée dans le ciel a bien sûr donné lieu à de nombreuses interrogations dans de nombreuses civilisations, qui ont souvent inclus la Voie lactée au sein de leur cosmogonie. Ainsi le terme de « Voie lactée » dérive-t-il de la mythologie grecque. Celle-ci expliquait sa présence par la légende d’Héraclès, héros mythologique né de l’union de Zeus et d’une mortelle, Alcmène. Pour lui assurer l’immortalité, Zeus avait mis Héraclès encore nourrisson au sein de son épouse Héra, profitant du sommeil de celle-ci, afin qu’Héraclès puisse devenir immortel en s’abreuvant de son lait. En se réveillant, Héra aperçoit cet enfant qui n’est pas d’elle et le repousse. Le lait qui jaillit encore de son sein se répand alors dans le ciel en une traînée blanchâtre qui forme la Voie lactée. Le terme de « galaxie » trouve d’ailleurs lui aussi racine dans cette légende, puisqu’il est emprunté au latin galaxias, lui-même emprunté au grec γαλαξίας signifiant « voie lactée » (en grec, γαλακτος signifie « lait »). Bien évidemment les interprétations mythologiques des autres civilisations sont radicalement différentes de celle-ci ; voir l’article Interprétations mythologiques de la Voie lactée pour plus de détails.

Structure et composition

Image en fausse couleur du proche infrarouge du centre galactique

Les observations du télescope spatial Spitzer datant de 2005 ont permis de réunir des preuves suggérant que la Voie lactée est une galaxie spirale barrée. Elle consiste en un noyau en forme de barre entouré par un disque de gaz, de poussières, et d’étoiles. Le disque galactique présente certaines structures de bras formant approximativement une spirale logarithmique. La distribution de masse à l’intérieur de la Galaxie ressemble fortement à celle d’une galaxie de type SBc, dans la classification de Hubble. Ce genre de galaxie présente en effet des bras vaguement morcelés. Ce fut seulement dans les années 1980 que les astronomes ont commencé à suspecter la Voie lactée d’être une galaxie spirale barrée plutôt qu’une spirale ordinaire, ce que le télescope spatial Spitzer a confirmé en 2005, montrant que la barre centrale de la Galaxie était plus grande que prévu. Cela plaide en faveur d’un classement du type SBbc. En 1970, Gérard de Vaucouleurs avait prédit que la Voie lactée était de type SAB(rs)bc, le « rs » indiquant la présence d’un anneau discontinu autour de la région centrale.

En 2006, la masse de la Voie lactée est estimée à 5,8×1011 M, étant composée de 200 à 400 milliards d’étoiles, ainsi que d’environ 1 000 milliards de planètes[21]. Sa magnitude visuelle intégrée absolue a été estimée à -20,9. On pense que la plupart de la masse de la Galaxie (83 %) provient de la matière noire environnante, formant un halo galactique relativement homogène.

Le centre galactique

Le bulbe galactique. Les étoiles primaires de la constellation du Sagittaire sont entourées en rouge.

Le diamètre du disque galactique, qui présente un renflement en son centre, est de 70 000 à 100 000 années-lumière. La distance séparant le centre du Soleil est à présent estimée à 26 000 ± 1 400 années-lumière. En effet, on pensait autrefois que cette distance était de 35 000 années-lumière.

Le centre galactique abrite un objet compact de très grande masse (nommé Sagittarius A*) qui est un trou noir supermassif dont la masse est égale à 4 millions de fois celle du Soleil. D’ailleurs, on pense que la plupart des galaxies contiennent un tel trou noir en leur centre.

La barre de la Galaxie est d’une longueur d’environ 27 000 années-lumière et est placée à 44 ± 10° par rapport au segment Soleil - centre galactique. Il est principalement composé d’anciennes étoiles rouges, à savoir des naines et des géantes rouges). Cette barre est entourée par un anneau appelé « l’anneau de 5 kpc ». Celui-ci contient une grande partie de l’hydrogène moléculaire présent de la Galaxie et est sans doute la partie la plus active concernant la formation d’étoiles. Vu depuis la galaxie d’Andromède, ce serait l’élément le plus brillant de notre Galaxie.

Les bras spiraux

Chaque bras décrit une spirale logarithmique (comme toutes les galaxies spirales) d’environ 12 degrés. Il y aurait quatre bras majeurs partant de centre de la Galaxie. En dehors des bras spiraux, il y a aussi l’Anneau extérieur ou l’Anneau de la Licorne, un anneau d’étoiles autour de la Voie lactée, comme le suggèrent les astronomes Brian Yanny et Heidi Jo Newberg, qui se composent de gaz et d’étoiles arrachées à d’autres galaxies, il y a quelques milliards d’années.

Structure observée et extrapolée des bras spiraux
Couleur Bras
Cyan Bras de Persée
Mauve Bras de la Règle et du Cygne (avec une extension nouvellement découverte)
Vert Bras Écu-Croix
Rose Bras Sagittaire-Carène
Il existe au moins deux petits bras ou aux embranchements, y compris :
Orange Bras d’Orion (qui contient le système solaire)

Comme cela est le cas pour de nombreuses galaxies, la distribution de la masse au sein de la Voie lactée est telle que la vitesse orbitale de nombreuses étoiles de la Galaxie ne dépend pas fortement de leur éloignement avec le centre. Loin du bulbe central ou de la jante extérieure, la vélocité stellaire typique est entre 210 et 240 km/s. Ainsi, la période orbitale de l’étoile est directement proportionnelle à la longueur du chemin parcouru. Ce n’est pas comme dans le système solaire, où les différentes orbites sont censées avoir une vélocité propre. Cela est une preuve majeure en faveur de l’existence de la matière noire. Un autre aspect intéressant est le problème dit du « Wind-up » concernant les bras spiraux. Si l’on estime que les régions intérieures du bras tournent plus vite que la partie extérieure, alors la structure en spirale sera fortement amincie à cause de cette torsion. Mais les observations confirment que ce n’est pas le cas ; de ce fait, les astronomes proposent que la forme des bras spiraux résulte d’une vague de densité de matière provenant du centre galactique. Ce phénomène peut être comparé à un embouteillage sur l’autoroute — toutes les voitures sont en mouvement, mais il y a des régions ou la circulation est plus lente.

Le halo

Le halo galactique est la composante sphéroïdale de notre galaxie située au-delà du bulbe ; il représente 20 à 25 % de la masse galactique et est peuplé d’étoiles âgées de population II et d’une quantité importante de poussière et de gaz interstellaire, sur lesquelles se diffracte ou se réfléchit la lumière émise par les bien plus nombreuses étoiles du bulbe. Une quantité importante de cette matière interstellaire provient de l’explosion d’anciennes supernovae dans cette région.

Rotation galactique

Vue d’artiste de la Voie lactée, obtenue à partir des mesures de mouvements d’étoiles caractéristiques ; notre galaxie est de type spirale avec un barreau dense autour du bulbe du centre galactique ; le Système solaire est proche de la périphérie, dans un des « bras » de la spirale et, dans le ciel nocturne, on observe la trainée laiteuse de la « voie lactée » par sa tranche, plus dense en direction du centre galactique.

Les vitesses spatiales des étoiles sont déterminées :

L’étude de ces vitesses montre que l’ensemble de notre galaxie est en rotation autour de son centre de masse, appelé centre galactique.

Les vitesses des différents objets se décomposent en :

  • une vitesse de rotation circulaire autour du centre galactique, qui ne dépend que de la distance au centre galactique ;
  • une vitesse de mouvement propre ; la vitesse particulière du Soleil est considérée par rapport à un ensemble d’étoiles voisines, appelé centre local des vitesses : elle est de 19,5 km/s vers la constellation d’Hercule (α=18h, δ=30°).

Les objets du halo ont une rotation lente et des orbites excentriques, alors que ceux du disque tournent rapidement. La partie située à moins de 600 pc du centre galactique semble même tourner de façon solidaire à une vitesse angulaire uniforme, donc avec une vitesse linéaire proportionnelle à la distance du centre de notre galaxie.

Dans le reste du disque, où se trouve le Soleil, la vitesse angulaire des objets décroît tellement vite que la vitesse linéaire de rotation reste quasiment égale à 220 km/s depuis 1 kpc du centre jusqu’à 15 kpc.

Ainsi, si la période de révolution galactique du Soleil, situé à 8,6 kpc[22] du centre galactique, est évaluée à 226 millions d’années, une étoile située à 1 kpc fera le tour de notre galaxie en 26 millions d’années seulement. Le système solaire aurait donc effectué entre 20 et 21 révolutions galactiques depuis sa formation voici 4,55 milliards d’années.

Il semblerait qu’on ait sous-estimé la vitesse de rotation de notre galaxie. Les résultats publiés en 2009 d’un suivi des étoiles les plus brillantes de notre galaxie par un réseau de 10 radiotélescopes, laissent penser qu’au niveau du soleil, la galaxie tourne à une vitesse de 254 km/seconde, soit 15 % de plus que l’estimation précédente, ce qui pourrait signifier que la masse de la galaxie puisse aussi être revue à la hausse (peut-être de 50 %)[23].

Positions

Le Soleil dans notre galaxie

Le Soleil se trouve proche de la périphérie à environ 8 600 parsecs[22] du centre galactique, mais à seulement 15 parsecs du plan équatorial.

  Ascension droite Déclinaison Distance depuis le Soleil
Position du centre galactique 17 h 45,6 min −28° 56′ 8,6 kpc
(époque J2000.0)
Direction du nord galactique 12 h 51,42 min +27° 7,8′

Notre Galaxie dans l’Univers

Diagramme de la Voie lactée et de ses galaxies satellites.

La Voie lactée appartient à un groupe de galaxies simplement appelé Groupe local, qui comprend deux grandes galaxies (la Voie lactée et M31, la galaxie d’Andromède), quelques objets intermédiaires et plus de 25 galaxies naines. Le Groupe local est organisé suivant deux sous-groupes, chacun centré sur la Voie lactée et M31 respectivement.

La galaxie d’Andromède est la grande galaxie la plus proche de notre galaxie, à environ 2,9 millions d’années lumière mais il y a beaucoup de petites galaxies très proches. Nombre de galaxies naines du Groupe local sont des satellites ou des compagnons de la Voie lactée. La plus proche de toutes est la galaxie du Grand Chien, située à environ 25 000 années-lumière de nous et à 42 000 années-lumière du centre galactique, suivie respectivement par la galaxie du Sagittaire à 80 000 années-lumière, puis par le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan à 179 000 et 210 000 années-lumière respectivement.

Il est fort probable que notre galaxie ait « avalé » une galaxie assez récemment dans son histoire, la Galaxie du Sagittaire ; mais cette collision, dont l’étude est en cours, n’est pas encore bien modélisée. Notre Galaxie est également en orbite très elliptique autour de la galaxie d’Andromède avec laquelle elle devrait fusionner dans quelques milliards d’années. Cette future galaxie a déjà été baptisée : Milkomeda (de Milk : lait — en référence à Milky Way, c’est-à-dire la Voie lactée — et Meda — en référence à Andromeda).

Le Groupe local fait lui même partie d’une structure plus vaste, un amas de galaxies appelé amas de la Vierge. Cet amas est lui même au centre d’une structure plus large, un superamas, appelé pour cette raison superamas de la Vierge, ou superamas Local, de façon à limiter les risques de confusion entre amas et superamas de la Vierge. D’autres groupes de galaxies de l’amas de la Vierge sont voisins du Groupe local, parmi lesquels, le groupe IC 342/Maffei, le groupe de M81 et le groupe du Sculpteur.

Comme dans les autres galaxies, il se produit des supernovae à intervalles irréguliers. Si elles ne sont pas trop obscurcies par la matière interstellaire, elles peuvent devenir plus visibles que toutes les autres étoiles de la galaxie hôte. Huit événements de ce type ont été relatés par les astronomes des siècles passés et réinterprétés dans le courant du XXe siècle. Les explosions de ces supernovae historiques ont été vues en 185, 386, 393, 1006, 1054, 1181, 1572, 1604. La plus connue d’entre elle est celle de l’an 1054 qui a donné naissance à la Nébuleuse du Crabe, mais elle n’a sans doute pas été la plus brillante. C’est sans doute celle de l’an 1006 (ou éventuellement de l’an 185) qui peut prétendre à ce titre.

Aucune supernova n’a été observée dans notre galaxie depuis l’invention de la lunette astronomique, ce qui contraste avec le taux estimé de supernovae dans notre Galaxie, de l’ordre de trois par siècle. La dernière supernova observée (par Kepler) se produisit en 1604 dans la galaxie Ophiuchus. Une autre supernova plus récente date de la seconde moitié du XVIIe siècle mais n’a pas été détectée par les astronomes de l’époque. Son rémanent, Cas A, n’a été découvert qu’au milieu du XXe siècle dans le domaine radio. Un rémanent encore plus jeune, SNR G1.9+0.3 a été daté en 2008. Il est âgé d’environ 140 ans, l’explosion de l’étoile qui lui a donné naissance ayant eu lieu, vue depuis la Terre, vers 1870.

La voie lactée dans l'art

Voir aussi

Notes

  1. a , b  et c Coordonnées correspondant par convention au centre galactique
  2. Pour le centre galactique
  3. Vitesse radiale du centre galactique par rapport au Soleil
  4. En direction du centre galactique
  5. Pour ce qui concerne la structure générale la de Voie lactée et la position du Soleil dans celle-ci
  6. Compte-tenu de la position très excentrée du Système solaire, les étoiles les plus éloignées de notre galaxie sont distantes d’environ 24 kpc ; alors que l’étoile la plus proche du Soleil, Proxima Centauri, se trouve à 1,3 pc.
  7. (en) Harlow Shapley, Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VII. The distances, distribution in space, and dimensions of 69 globular clusters, Astrophysical Journal, 48, 154-181 (1918) Voir en ligne
  8. (en) Harlow Shapley, Globular Clusters and the Structure of the Galactic System, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 30, 42-54 (1918) Voir en ligne.
  9. (en) Bertil Lindblad, On the state of motion in the galactic system, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 87, 553-564 (1927) Voir en ligne.
  10. (en) Jan Oort, Observational evidence confirming Lindblad’s hypothesis of a rotation of the galactic system, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 3, 275-282 (1927) Voir en ligne
  11. (en) Jan Oort, Dynamics of the galactic system in the vicinity of the Sun, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 4, 269-284 (1928) Voir en ligne.
  12. (en) W. W. Morgan, A. E. Whitford & A. D. Code, Studies in Galactic Structure. I. a Preliminary Determination of the Space Distribution of the Blue Giants, Astrophysical Journal, 118, 318-322 (1953) Voir en ligne
  13. (en) W. W. Morgan, A. D. Code & A. E. Whitford, Studies in Galactic Structure. II. Luminosity Classification for 1270 Blue Giant Stars, Astrophysical Journal Supplement, 2, 41-74 (1955) Voir en ligne
  14. (en) par Hendrik van de Hulst, C. A. Muller & Jan Oort, The spiral structure of the outer part of the Galactic System derived from the hydrogen emission at 21 cm wavelength, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 12, 117-149 (1954) Voir en ligne.
  15. (en) Gart Westerhout, The distribution of atomic hydrogen in the outer parts of the Galactic System, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 13, 201-246 (1957) Voir en ligne.
  16. M. Schmidt, Spiral structure in the inner parts of the Galactic System derived from the hydrogen emission at 21-cm wavelength, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 13, 247-268 (1957) Voir en ligne.
  17. (en) A. D. Code & T. E. Houck, Wide-Angle Infrared Photograph of the Southern Milky way, Astrophysical Journal, 121, 553 (1955) Voir en ligne.
  18. (en) Leo Blitz & David Spergel, Direct evidence for a bar at the Galactic center, Astrophysical Journal, 379, 631-638 (1991) Voir en ligne.
  19. (en) R. P. Sinha, An Evidence for Triaxial Mass Distribution Around the Galactic Center, Bulletin of the American Astronomical Society, 12, 709 (1979)
  20. (en) H. S. Liszt & W. B. Burton, The gas distribution in the central region of the Galaxy. III - A barlike model of the inner-Galaxy gas based on improved H I data, Astrophysical Journal, 236, 779-797 (1980) Voir en ligne.
  21. Science et Vie, janvier 2009.
  22. a  et b Cette distance de 8,6 kpc a été confirmée récemment par les mesures d’Hipparcos, le satellite astrométrique de l’ESA.
  23. M Reid, 213e rencontre de la Société américaine d’astronomie (Am. Astron. Soc Meeting 2009).
  24. Analyse du tableau « L’Origine de la Voie Lactée » Voir en ligne.

Articles connexes


Les galaxies du Groupe local et de sa périphérie
Principaux membres : M31 (Andromède) · Voie lactée · M33 (Triangle) · Grand Nuage de Magellan (LMC) · Petit Nuage de Magellan (SMC) · M32 · NGC 6822 · IC 10

Galaxies sphéroïdales et naines sphéroïdales lumineuses : NGC 205 · NGC 185 · NGC 147 · Fornax · Sagittarius · Canis Majoris
Naines irrégulières faibles : IC 1613 · WLM · Pegasus · Aquarius · SagDIG · LGS 3 · Phoenix · Leo A
Naines sphéroïdales du groupe d’Andromède : And I · And II · And III · And V · And VI · And VII · ·
Naines sphéroïdales faibles : Leo I · Leo II · Carina · Sculptor · Draco · Tucana · Sextans · Ursa Minor · Cetus
Périphérie du Groupe Local : Cam A · UGCA 92 · NGC 3109 · GR 8 · Antlia · Sextans A · Sextans B · IC 5152 · UKS 2323-326 · ESO 249-010


La périphérie du Groupe local
Principaux membres : Groupe local · Groupe IC 342/Maffei · Filament du Sculpteur · Groupe de M81 · Nuage des Chiens de Chasse · Groupe de M96
Structures plus grandes : Amas de la Vierge · Superamas de la Vierge
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