Vitesse spatiale — Wikipédia

En astronomie, la vitesse spatiale est la vitesse de déplacement relative d'une étoile par rapport au Soleil. Il s'agit en réalité d'un vecteur à trois composantes spatiales.

La composante de la vitesse de déplacement stellaire dans la direction du Soleil (éloignement ou rapprochement), appelée vitesse radiale, peut être mesurée par le décalage spectral provoqué par l'effet Doppler. La composante transverse, appelée mouvement propre, peut être obtenue en réalisant une série de relevés de position de l'étoile par rapport à des objets plus distants. Une fois que la distance de l'étoile est déterminée par des méthodes astrométriques telles que la parallaxe, la vitesse spatiale peut être calculée[1]. C'est le mouvement vrai de l'étoile relativement au Soleil ou au référentiel au repos local (en anglais local standard of rest, ou LSR). Ce dernier est défini comme un repère accompagnant le Soleil dans son mouvement autour du centre galactique selon une orbite circulaire à la vitesse moyenne des étoiles proches ayant une faible dispersion des vitesses[2]. Le mouvement du Soleil par rapport au LSR est appelé le « mouvement solaire spécifique ».

Les composantes de la vitesse spatiale dans le système de coordonnées galactiques de la Voie lactée sont habituellement désignées U, V et W, et données en km/s, avec U positif en direction du centre galactique, V positif en direction de la rotation galactique, et W positif en direction du pôle nord galactique[3]. Le mouvement spécifique du Soleil par rapport au LSR est (U, V, W) = (10,00 ± 0,36, 5,23 ± 0,62, 7,17 ± 0,38) km/s[4].

Les étoiles de la Voie lactée peuvent être classées en deux grandes populations, basées sur leur métallicité, paramètre mesurant la proportion d'éléments ayant des numéros atomiques supérieurs à celui de l'hélium. Parmi les étoiles proches, il a été observé que les étoiles de population I, à métallicité élevée ont généralement des vitesses plus faibles que les étoiles de population II, plus vieilles. Ces dernières ont des orbites elliptiques inclinées par rapport au plan de la Galaxie[5]. La comparaison des cinématiques des étoiles proches a également conduit à l'identification d'associations stellaires. Ce sont très probablement des groupes d'étoiles qui possèdent une origine commune dans des nuages moléculaires géants[6].

Au sein de la Voie lactée, on distingue trois composante primaires de cinématique stellaire : le disque, le halo et le bulbe ou barre. Ces groupes cinématiques sont étroitement reliés aux populations stellaires de la Galaxie, donnant une corrélation forte entre le mouvement et la composition chimique et suggérant donc des mécanismes de formation différents. Le halo peut être de nouveau divisé en un halo interne et un halo externe, le halo interne ayant une rotation prograde respectivement à la Galaxie tandis que le halo externe a un mouvement rétrograde net[7].

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ « Stellar Motions (Extension) », Australia Telescope Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, (consulté le ).
  2. ↑ (en) Fich, Michel; Tremaine, Scott, « The mass of the Galaxy », Annual review of astronomy and astrophysics, vol. 29, no 1,‎ , p. 409–445 (DOI 10.1146/annurev.aa.29.090191.002205, Bibcode 1991ARA&A..29..409F).
  3. ↑ (en) Johnson, Dean R. H.; Soderblom, David R., « Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group », Astronomical Journal, vol. 93, no 2,‎ , p. 864–867 (DOI 10.1086/114370, Bibcode 1987AJ.....93..864J).
  4. ↑ Dehnen, Walter; Binney, James J., « Local stellar kinematics from HIPPARCOS data », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 298, no 2,‎ , p. 387–394 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x, Bibcode 1998MNRAS.298..387D, arXiv astro-ph/9710077).
  5. ↑ Hugh M. Johnson, « The Kinematics and Evolution of Population I Stars », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 69, no 406,‎ , p. 54 (DOI 10.1086/127012, Bibcode 1957PASP...69...54J).
  6. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N., « The Formation of Star Clusters », American Scientist, vol. 86, no 3,‎ , p. 264 (DOI 10.1511/1998.3.264, Bibcode 1998AmSci..86..264E).
  7. ↑ Carollo, Daniela et al., « Two stellar components in the halo of the Milky Way », Nature, vol. 450, no 7172,‎ , p. 1020–1025 (PMID 18075581, DOI 10.1038/nature06460, Bibcode 2007Natur.450.1020C, arXiv 0706.3005).
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