Dans ce chapitre, nous abordons la Galaxie dans son ensemble. Contrairement à l’observation du voisinage solaire, celle du disque de la Galaxie est malaisée car nous nous trouvons à l’intérieur, dans une position assez excentrique, et l’extinction interstellaire empêche les observations optiques au-delà de quelques kiloparsecs. Heureusement, les ondes infrarouges et radio sont peu ou pas absorbées et nous ont fourni depuis quelques dizaines d’années bien des informations qui nous manquaient sur les régions éloignées du disque. Et, par ailleurs, l’observation des galaxies extérieures nous aide beaucoup à comprendre par analogie les propriétés de notre propre Galaxie.
Ici, nous ne nous occuperons pas du centre de la Galaxie, qui fera l’objet du chapitre suivant.
Dans l’introduction, nous avons rappelé les débuts de la détermination des dimensions et de la rotation du disque de la Galaxie. Jusqu’en 1950, la courbe de rotation, qui donne la vitesse de rotation en fonction du rayon galactique, était inconnue : on ne connaissait que sa pente au voisinage du Soleil, sous la forme des constantes de Oort qui décrivent la rotation différentielle locale. C’est grâce à la raie de l’hydrogène atomique à 21 cm de longueur d’onde que la courbe de rotation a pu être déterminée pour la première fois. La Figure 3.1 explique le principe de cette détermination.
Supposons que nous observons le spectre de la raie 21 cm dans la direction de la longitude galactique l. De chaque point de la ligne de visée, par exemple le point P, provient une composante décalée par effet Doppler-Fizeau de la vitesse relative au Soleil (ou plus précisément relative au standard local de…