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 Structure de notre Galaxie



La structure de notre Galaxie

Toute étude de notre Galaxie nécessite de tenir compte du fait que l’on est dans la Galaxie et que donc nous n’avons pas de vision d’ensemble comme c’est le cas quand on regarde d’autres galaxies.
Toutes les grandeurs physiques telles que la masse, la taille, l’émission lumineuse intrinsèque ... des objets de notre Galaxie ne peuvent être établies que si leur distance est connue.
En particulier l’étude de la structure spirale de notre Galaxie repose sur la détermination de la distance des traceurs de cette structure.

  • Les traceurs de la structure spirale

En regardant les autres galaxies, tel que par exemple M31, on s’aperçoit que les bras spiraux sont des ondes de densité qui se traduisent par une légère surdensité de gaz moléculaire et de poussière. Ce gaz moléculaire étant à l’origine de la formation des étoiles, les bras apparaissent aussi comme des zones privilégie pour les étoiles chaudes et massives. C’est étoiles chaudes, elles-même sont a l’origine des régions HII, ce qui entraine que les régions HII se localisent aussi préférentiellement au niveau des bras les rendant très brillants dans à la longueur d’onde de la raie Halpha.

On prendra ainsi comme traceur de la structure spiral les complexes de formation stellaire qui sont le regroupement de régions HII avec leur nuage moléculaire parental. Ce regroupement est basé d’une part sur la proximité/coïncidence spatiale des régions HII et du nuage moléculaire et d’autre part sur leur similarité en vitesse. Il est important de prendre cette entité (le complexe) comme traceur de la structure spirale car cela permet de minimiser la confusion en distance du à la dispersion de vitesse intrinsèque des objets d’un même complexe et donc d’avoir une détermination de la vitesse systémique plus représentative de la rotation autour du centre Galactique.

  • La détermination des distances
    • Distance stellaire
      La détermination de la distance des étoiles excitatrices des régions HII d’un complexe sont jusqu’à présent la détermination la plus précise de la distance des complexes. La distance stellaire nécessite donc d’identifier les étoiles excitatrices et de déterminer leur distance par les méthodes habituelles spectro-photométriques. Malheureusement, a cause de l’extinction interstellaire les étoiles chaudes ne peuvent être observées au delà de 6kpc environ, ce qui restreint fortement portée de cette méthode.
    • Distance cinématique
      Une alternative à la distance stellaire est la distance cinématique. Cette méthode est basée sur l’hypothèse que les objets sont en rotation circulaire autour du centre de la Galaxie selon une courbe de rotation pré-déterminée. Elle nécessite la mesure de la vitesse radiale du complexe, vitesses qui sont usuellement obtenue par la mesure des raies d’hydrogène ionisé (Ha ou dans la domaine radio) et des raies moléculaire (par exemple CO).
      Le principal problème lié a la distance cinématique est l’indétermination de la distance pour des objets se trouvant à l’intérieur du cercle Solaire : pour une vitesse donnée deux distances sont possible.
      De plus la distance cinématique peut être erronée si les écarts à la rotation circulaire (du au « streaming motion ») ne sont pas pris en compte.
  • Structure et courbe de rotation de notre Galaxie

Cette étude est présentée dans Russeil (2003) mais rappelons ici les principaux résultats :

  1. La structure de notre Galaxie converge vers une stucture a 4 bras (voir figure ci-dessous) confirmant de ce fait les travaux initiaux de Georgelin et Georgelin (1976).
  2. On retrouve à partir des complexes la courbe de rotation de Brand et Blitz (1993).
  3. On identifie des écarts à la rotation circulaire pour la partie proche des bras Sagittaire-Carène, Persée et Externe. Ces écarts sont différents pour chaque bras.
  4. Pour le quatrième quadrant on note que le bras Sagittaire-Carène présente de nombreuses régions HII développe alors que le bras de Norma domine en FIR et que le bras Ecu-Croix domine en émission moléculaire

Schéma à 4 bras de notre Galaxie

  • Perspectives et projets

A partir de donnée IR proche Benjamin (2007) met en évidence seulement 2 bras et notamment ne « voit » pas le bras Sagittaire-Carène qui pourtant est le bras majeur (en optique) de notre Galaxie.
Il apparaît important de comprendre cet aspect en relation avec les résultats (1) et (4) ci dessus.

Existe-t-il un « phénomène d’évolution » d’un bras à l’autre ? Le mode de formation stellaire est-il le même d’un bras à l’autre (formation stellaire locale versus formation stellaire induite) ? Comment se forment les nuages moléculaires à l’origine de la formation stellaire respectivement à la structure spirale ?

Pour préciser les résultats (2) et (3), notamment est ce que ces écarts à la rotation circulaire sont locaux ou est ce qu’ils se retrouvent sur toute la longueur des bras ? des mesures de distances indépendantes de la vitesse sont nécessaire. Dans ce domaine de nouvelles méthodes très prometteuses apparaissent : parallaxe des masers et parallaxe stellaire (GAIA).




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