GALAXIE LA ou VOIE LACTÉE

Populations stellaires

La répartition des astres dans la Galaxie dépend de leur nature. Les étoiles les plus brillantes intrinsèquement et les plus jeunes, de type O ou B, ne s'observent qu'au voisinage immédiat du plan galactique [cf. amas et associationsstellaires - Associations O B]. Elles appartiennent à ce qu'on appelle la population I. La répartition des amas globulaires, qui appartiennent à la population II, correspond à une distribution à peu près sphérique autour du centre de la Galaxie, avec une concentration plus grande au voisinage de ce centre. Entre ces deux types extrêmes, la plupart des étoiles présentent une distribution plus ou moins concentrée vers le plan galactique. 77 p. 100 de la masse stellaire de la Galaxie se trouvent dans des systèmes aplatis, dont 10 p. 100 dans les bras, et 23 p. 100 environ dans la population II, surtout dans la concentration centrale (le bulbe galactique).

Les étoiles

Le nombre des étoiles de la Galaxie est estimé très grossièrement à 100 milliards ; on en distingue de nombreux types (cf. étoiles), que l'on a pu grouper dans une séquence d'évolution, et qui présentent aussi des différences de composition. Toutes les étoiles pauvres en éléments lourds, essentiellement les sous-naines, appartiennent à la population II et se trouvent dans le halo ; l'abondance en éléments lourds dans ces étoiles est comprise entre 0,1 et 10^—4 fois celle des étoiles du disque (dont le Soleil). Les étoiles du bulbe ont des abondances plus grandes que celles du halo.

Il existe aussi des différences cinématiques : les mouvements d'ensemble par rapport au Soleil et les mouvements d'agitation varient d'un type à l'autre. Les étoiles du disque sont en rotation rapide autour du centre de la Galaxie, celles du halo et du bulbe ne tournent que lentement ou pas du tout, mais elles sont animées de mouvements individuels très importants qui les soutiennent contre l'attraction gravitationnelle de la Galaxie.

Le gaz et la poussière interstellaires

Le gaz interstellaire est formé d'hydrogène neutre ou ionisé, d'hélium et d'une petite quantité d'atomes plus lourds. Sa masse totale est de l'ordre de 5 p. 100 de celle des étoiles. Sa structure et sa dynamique sont extrêmement complexes. Il est très concentré le long du plan galactique. De grands complexes de gaz, dont la masse peut atteindre plusieurs millions de masses solaires, se trouvent dans les bras de spirale. Dans certaines régions, la densité du gaz peut atteindre plusieurs milliers d'atomes par centimètre cube. Ce sont les sites où se forment les étoiles massives. Le gaz interstellaire peut être ionisé par le rayonnement ultraviolet des étoiles voisines et forme alors les nébuleuses gazeuses (ou régions H II).

Le gaz ionisé, qui se trouve au voisinage d'étoiles excitatrices, est étudié soit par son émission visible, soit par son émission radio. Le gaz neutre peut être étudié par sa raie d'émission à 21 centimètres et par les raies d'absorption de l'hydrogène et des autres éléments qu'il contient, que l'on observe dans le spectre des étoiles, principalement dans l'ultraviolet.

Depuis les années 1970, les radiotélescopes ont détecté les raies de nombreuses molécules dans le domaine des longueurs d'onde centimétriques et millimétriques (cf. astrochimie). On en connaît plus de 130, allant de molécules relativement simples comme CO ou OH à des molécules très complexes comportant jusqu'à une dizaine d'atomes de carbone, ou à des molécules comprenant des atomes d'oxygène, d'azote, de soufre, de silicium ; la molécule H₂, comme toutes les molécules symétriques, n'est pas détectable en radio, bien qu'elle soit la plus abondante de toutes. Ces molécules sont soit diffuses, comme OH,[...]