Cetarticle court présente un sujet plus développé dans :Groupe local.
LeSous-groupe local ou(sous-)groupe de la Voie lactée est le sous-groupe de galaxies dont l'objet primaire est laVoie lactée. Ses autres composantes sont lesgalaxies satellites de la Voie lactée.
Le Sous-groupe local est lui-même une des composantes duGroupe local, partie de laFeuille locale, inclue à son tour dans leVolume local.
Lessatellites les plus brillants de la Voie lactée, leGrand nuage de Magellan (LMC) et lePetit nuage de Magellan(SMC), sont visibles à l'œil nu dans l'hémisphère austral. On pense que la plus ancienne référence connue relatives à ces ceux galaxies provient du « Livre des étoiles fixes » d'Abd al-Rahman al-Sufi en 964 de notre ère. Il faudra près d'un millénaire avant que ces deux objets ne soient suggérés pour la première fois comme étant des satellites distincts de la Voie lactée par lemétéorologue etastronome américainCleveland Abbe (1838 – 1916) en 1867[1].
Aucune autre galaxie satellite n'a été détectée autour de la Voie lactée jusqu'en 1937, lorsque lagalaxie naine du Sculpteur a été découverte parHarlow Shapley. Durant les quatre décennies qui ont suivi, les découvertes se sont succédé. Shapley lui-même découvrit lagalaxie naine du Fourneau en 1938 et 4 autres galaxies naines (Lion I,Lion II, lagalaxie naine du Dragon et lagalaxie naine de la Petite Ourse) ont été détectées entre les années 1950 et 1970. Par la suite, durant les années 1980 et 1990, très peu de découvertes ont été effectuées.
À l'aube du XXIe siècle, le recensement satellitaire dugroupe local s'élevait à environ vingt-cinq galaxies[2].
Cependant, au cours des années 2000, notre vision de l'Univers a été profondément modifiée, suite aux innovations effectuées dans la technologie de l’image, ce qui a conduit à une multitude de découvertes de galaxies, moins lumineuses que celles découvertes auparavant.
l'adoption descapteurs photographique CCD (ou capteur d’image CCD) dans l’imagerie astronomique a été l'un des principaux moteurs de ce changement radical. Le premier capteur CCD (en anglais,Charge Coupled Device) a été conçu et inventé en 1969 parWillard S. Boyle etGeorge E. Smith. Ils ont remporté leprix Nobel en 2009 pour cette invention.
Les premières images astronomiques terrestres prises avec un capteur d’image CCD l'ont été en 1976 avec letélescope de l'observatoire du mont Lemmon. Les avantages ont été tout de suite évidents. Tout d'abord, l'image peut être visualisée immédiatement sans traitement complexe. Cela a permis des temps d’exposition plus longs pour détecter des objets à faible luminosité, telles que lesgalaxies à faible brillance de surface. Et, comme les données sont enregistrées numériquement, elles peuvent être immédiatement stockées et lues par n'importe quel ordinateur, ce qui n'est pas le cas des grandesplaques photographiques.
L'imagerie CCD a été mise en œuvre dans desrelevés astronomique tels que leSloan Digital Sky Survey (SDSS) ce qui a permis de détecter un grand nombre degalaxies naines sphéroïdales (dSph) de la Voie lactée, y compris des systèmes inhabituellement petits et faiblement lumineux commeWillman 1 etSegue 1.
Ces deux satellites, et ceux découverts depuis, qualifiés degalaxies naines ultra-pâles, avec desrayons effectifs de 20 à 130pc et desmasses stellaires de l’ordre deM∗ = ∼ 103M⊙ à 104M⊙, se caractérisent par des paramètres, les situant au milieu de la distribution bimodale, bien établie jusqu'alors, entre lesamas globulaires possédant un rayon effectif maximal de 30 pc et les galaxies dSph, d'un rayon effectif minimal de 130 pc[3].
Avec les relevés astronomiques ultérieurs, notammentPanSTARRS 1, leDark Energy Survey (DES),l’Hyper SuprimeCam Survey (HSC), et leDECam Local Volume Exploration survey (DELVE), le nombre de satellites connus de la Voie lactée n'a cessé d'augmenter chaque année. Alors qu'avant leSloan Digital Sky Survey (SDSS), la galaxie la moins lumineuse connue dans la Voie lactée était lagalaxie naine du Sextant avec unemagnitude absolue deMV = ∼ - 8,5, nous avons maintenant des galaxies confirmées àMV = - 2,0 et des galaxies candidates avecMV = +2,2[2].
Autour de la Voie lactée gravitent, à fin 2024, 49 galaxies satellites confirmées et 14 galaxies candidates, auxquelles s'ajoutent desamas globulaires et desamas stellaires.
La liste suivante énumère les galaxies confirmées ainsi que les galaxies candidates, classées par odre de distance croissante de la Terre.
| Galaxie | Classe | Type | Distancehéliocentrique | Magnitude absolue ouLuminosité |
|---|---|---|---|---|
| LaVoie lactée (notre galaxie) | Spirale | Sb | 0 | 8 300 |
| Galaxie naine du Grand Chien | Irrégulière | Irr | environ 7,7 kpc (∼25 100 al) | 20 |
| Dragon II[5],[6] | Naine candidate | - | 21,5 ± 0,4 kpc (∼70 100 al) | MV = − 0,8+0,4 -1,0 mag |
| Segue 1[7] | Naine sphéroïdale | dSph | 23 ± 2 kpc (∼75 000 al) | MV = − 1,5+0,6 -0,8 mag |
| Galaxie naine du Sagittaire | Naine elliptique | dSph(t) | environ 24,4 kpc (∼79 600 al) | 18 |
| Toucan III[8] | Naine candidate | - | environ 25 kpc (∼81 500 al) | MV = − 2,4 ± 0,4 mag |
| Hydre mâle 1 (Hydrus 1)[5],[9] | Naine elliptique | UFD | 27,6 ± 0,5 kpc (∼90 000 al) | MV = − 4,71 ± 0,08 |
| Carène III[10] | Naine ultra-pâle | UFD | 27,8 ± 0,6 kpc (∼90 700 al) | MV = − 2,4 ± 0,2 mag |
| Triangulum II[11]’[5] | Naine ultra-pâle | UFD | 28,4 ± 1,6 kpc (∼92 600 al) | MV = − 1,2 ± 0,4 mag |
| Réticule II[12] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 30 kpc (∼97 800 al) | MV = − 2,7 ± 1,0 mag |
| Galaxie naine de la baleine II[13] | Naine candidate | - | 30 ± 3 kpc (∼97 800 al) | MV = 0,0 ± 0,68 mag |
| Galaxie naine de la Grande Ourse II[14] | Galaxie naine sphéroïdale | UFD | environ 32 kpc (∼104 000 al) | MV = − 4,25 mag |
| Segue 2[15] | Naine sphéroïdale | dSph | environ 35 kpc (∼114 000 al) | MV = − 2,5 mag |
| Carène II[10] | Naine ultra-pâle | UFD | 36,2 ± 0,6 kpc (∼118 000 al) | MV = − 4,5 ± 0,1 mag |
| Willman 1[15] | Naine sphéroïdale | dSph | 38 ± 7 kpc (∼124 000 al) | MV = − 2,5 ± 0,3 mag |
| Bouvier II[16] | Naine sphéroïdale | dSph | 39 ± 2 kpc (∼127 000 al) | MV = − 2,7 ± 0,9 mag |
| Galaxie naine de la chevelure de Bérénice[14] | Galaxie naine sphéroïdale | UFD | environ 44 kpc (∼144 000 al) | MV = − 4,38 mag |
| Peintre II[17] | Naine ultra-pâle | UFD | 45+5 −4 kpc (∼147 000 al) | MV = − 3,2+0,4 -0,5 mag |
| Bouvier III[16],[18] | Rémanent de naine sphéroïdale ? | - | 46 ± 2 kpc (∼150 000 al) | MV = − 5,8 ± 0,5 mag |
| Toucan IV[19] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 47 kpc (∼153 000 al) | MV = − 3+0,3 -0,4 mag |
| Grand Nuage de Magellan | Irrégulière | Irr/SB(s)m | environ 48,5 kpc (∼158 000 al) | 2 100 |
| Lion V[20] | Naine ultra-pâle | UFD | 49 ± 16 kpc (∼160 000 al) | MV = −4,29 ± 0,36 |
| Grue II[19] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 55 kpc (∼179 000 al) | MV = −3,5 ± 0,3 mag |
| Toucan II[12] | Naine sphéroïdale | dSph | environ 58 kpc (∼189 000 al) | MV = − 3,9 ± 0,2 mag |
| Petit Nuage de Magellan | Irrégulière | SB(s)m pec | 61 ± 3 kpc (∼199 000 al) | 580 |
| Galaxie naine de la Petite Ourse | Naine sphéroïde | dE4 | environ 63 kpc (∼205 000 al) | 0,3 |
| Galaxie naine du Bouvier[21] | Naine sphéroïde | dSph | environ 65 kpc (∼212 000 al) | MV = − 5,8 ± 0,5 mag |
| Vierge II[22] | Naine candidate | - | 72+8 −7 kpc (∼235 000 al) | MV = − 1,6+0,4 -0,6 mag |
| Horloge II[23] | Naine candidate | - | 78 ± 8 kpc (∼254 000 al) | MV = − 2,6+0,2 -0,3 mag |
| Éridan IV[24] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 78,7 kpc (∼257 000 al) | MV = − 4,7 ± 0,2 mag |
| Horloge I[12] | Naine sphéroïdale | dSph | environ 79 kpc (∼258 000 al) | MV = − 3,4 ± 0,1 mag |
| Galaxie naine du Dragon | Naine sphéroïde | dE0 pec | 80 ± 10 kpc (∼261 000 al) | 0,3 |
| Petit Lion I[22] | Naine candidate | - | 82+0,4 −0,7 kpc (∼267 000 al) | MV = − 2,4+0,5 -0,4 mag |
| Phénix II[25] | Naine ultra-pâle | UFD | 84,1 ± 8,0 kpc (∼274 000 al) | MV = − 2,7 ± 0,4 mag |
| Verseau III[26] | Naine ultra-pâle | UFD | 85 ± 4 kpc (∼277 000 al) | MV = − 2,5+,03 -0,5 mag |
| Galaxie naine du Sextant | Naine sphéroïde | dE3 | 86 ± 6 kpc (∼280 000 al) | 0,5 |
| Galaxie naine du Sculpteur | Naine sphéroïde | dE3 | environ 87 kpc (∼284 000 al) | 2,2 |
| Vierge I[27] | Naine candidate | - | 87+13 −8 kpc (∼284 000 al) | MV = − 0,8 ± 0,9 mag |
| Pégase IV[28] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 90 kpc (∼294 000 al) | MV = − 4,25 ± 0,2 mag |
| Réticule III[13] | Naine ultra-pâle | UFD | 92 ± 13 kpc (∼300 000 al) | MV = − 3,3 ± 0,29 mag |
| Galaxie naine de la Grande Ourse I[14] | Galaxie naine sphéroïdale | UFD | environ 97 kpc (∼316 000 al) | MV = − 5,12 mag |
| Galaxie naine de la Carène | Naine sphéroïde | dE3 | environ 100 kpc (∼326 000 al) | 0,4 |
| Bouvier V[29] | Naine candidate | - | 100 ± 20 kpc (∼326 000 al) | MV = − 4,5 ± 0,4 mag |
| Galaxie naine du Verseau II[30] | Naine ultra-pâle | UFD | 107,9 ± 3,3 kpc (∼352 000 al) | MV = − 4,36 ± 0,14 mag |
| Lion VI[31] | Naine ultra-pâle | UFD | 111+9 −6 kpc (∼362 000 al) | MV = − 3,56+0,47 -0,37 mag |
| Lion IV[20] | Naine ultra-pâle | UFD | 114 ± 13 kpc (∼372 000 al) | MV = − 4,99 ± 0,26 |
| Peintre I[32] | Naine candidate | - | environ 114 kpc (∼372 000 al) | MV = − 3,1 mag |
| Centaure I[24] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 116,3 kpc (∼379 000 al) | MV = − 5,55 ± 0,11 |
| Coupe 2[33] | Naine sphéroïdale | dSph | environ 117,5 kpc (∼383 000 al) | MV = − 8,2 mag |
| Grue I[34] | Naine ultra-pâle | UFD | environ 120 kpc (∼391 000 al) | MV = − 3,4 ± 0,3 mag |
| Antlia 2[33] | Naine sphéroïdale | dSph | environ 131,8 kpc (∼430 000 al) | MV = − 9,86 ± 0,08 |
| Galaxie naine d'Hercule[35] | Naine sphéroïdale | dSph | 132 ± 12 kpc (∼431 000 al) | MV = − 6,6 ± 0,4 mag |
| Hydre II[36] | Naine ultra-pâle | UFD | 134 ± 10 kpc (∼437 000 al) | MV = − 4,8 ± 0,3 mag |
| Galaxie naine du Fourneau | Naine sphéroïde | dSph/E2 | 138 ± 8 kpc (∼450 000 al) | 16 |
| Sextant II[37] | Naine candidate | - | 145+14 −13 kpc (∼473 000 al) | MV = − 3,4 ± 0,4 mag |
| Vierge III[38] | Naine candidate | - | 151+15 −13 kpc (∼493 000 al) | MV = − 2,69+0,45 -0,56 mag |
| Chiens de chasse II[39] | Naine sphéroidale | dSph | 159 ± 8 kpc (∼519 000 al) | MV = − 5,37 ± 0,2 mag |
| Poissons II[40] | Naine sphéroïdale | dSph | environ 180 kpc (∼587 000 al) | MV = − 5 mag |
| Colombe I[11] | Naine ultra-pâle | UFD | 183 ± 10 kpc (∼597 000 al) | MV = − 4,2 ± 0,2 mag |
| Bouvier IV[41] | Naine candide | - | 209+20 −18 kpc (∼682 000 al) | MV = − 4,53 ±+0,23 -0,21 mag |
| LeoII | Naine sphéroïde | dE0 pec | 210 ± 15 kpc (∼685 000 al) | 0,6 |
| Pégase III[42] | Naine ultra-pâle | UFD | 215 ± 12 kpc (∼701 000 al) | MV = − 3,4 ± 0,4 mag |
| Chiens de chasse I[39] | Naine sphéroidale | dSph | 216 ± 8 kpc (∼705 000 al) | MV = − 7,93 ± 0,2 mag |
| LeoI | Naine sphéroïde | dE3 | 250 ± 25 kpc (∼815 000 al) | 4,8 |
| Galaxie naine de la Baleine III[43] | Naine candidate | - | 251+24 −11 kpc (∼819 000 al) | MV = − 2,45+0,57 -0,56 mag |
| Éridan II[44] | Naine sphéroïdale | dSph | 366 ± 17 kpc (∼1,19 million d'al) | MV = − 7,1 ± 0,3 mag |
| Lion T[45] | Naine ultra-pâle | UFD | 409+29 −27 kpc (∼1,33 million d'al) | MV = − 7,1 mag |
| Leo A (* voir note) | Irrégulière | IBmV | 690 ± 60 kpc (∼2,25 millions d'al) | 3 |
Leo A, galaxie isolée, n'appartient pas formellement au sous-groupe local[46].
La galaxie naine Bouvier III est la probableprogénitrice ducourant stellaire nommé Styx[47].
Quant à DES I,Éridan III, et Toucan V se sont desamas stellaires[48]et Sagittaire II s'est révélé être in fine un amas globulaire[49].
Il existe une base de données, construite et maintenue à jour par l'astronome Andrew Pace, relative aux galaxies naines et amas stellaires duVolume local,The Local Volume Database (LVDB), catalogue des positions et des propriétés observées (structurelles, cinématiques, chimiques et dynamiques) des galaxies naines et des amas d'étoiles dans leGroupe local et le Volume local. L'exportation de fichiers sousformat CSV est possible et une extraction préétablie existe, intituléedwarf_mw.csv, pour les seules galaxies naines de la Voie lactée[50].
Lanomenclature adoptée pour les nouveauxsystèmes stellaires découverts dans legroupe local est que lesgalaxies naines sont nommées d'après lesconstellations dans lesquelles elles se trouvent, tandis que lesamas globulaires sont nommés d'après lerelevé astronomique qui les a trouvés ou l'auteur qui les a identifiés.
Lorsque plusieurs découvertes sont faites dans une seule constellation ou un seulrelevé astronomique, les galaxies naines sont généralement numérotées avec deschiffres romains et les amas globulaires avec deschiffres arabes. L'un des inconvénients de cette convention est qu'il n'est pas toujours évident lorsqu'un objet est découvert de comment le classer.
Willman 1 etSegue 1 et 2 ont été nommées comme si cesobjets astronomiques étaient des amas globulaires, et ils se sont avérés plus tard être des galaxies naines. Lesastronomes sont divisés quant à savoir si leur numérotation doit être changée[5].
On peut aussi citer le cas d'Ursa Major III / UNIONS 1, satellite de la Voie lactée, désigné ainsi, dans l'attente de pouvoir déterminer plus précisément sa nature[51].
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