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L'univers des galaxies

La galaxie spirale SA(r)b NGC 488 de magnitude 10.4 située à environ 90 millions d'années-lumière dans les Poissons. Les détails de ses bras ne sont accessibles qu'aux grands télescopes (ici un RCOS de 0.81 m, temps total d'intégration LRGB de 27 heures). Document Adam Block/U.Az.

La classification des galaxies (III)

Grâce à la découverte d’Edwin Hubble, nous savons aujourd'hui que l'Univers contient d'innombrables galaxies semblables à la Voie Lactée. Leur morphologie, leur luminosité et leur masse sont très variées. Les astronomes se sont très tôt posés la question de savoir si les grandes galaxies comme M31 étaient plus communes que les galaxies naines par exemple ou si les spirales étaient plus nombreuses que les elliptiques. Sur le plan cosmologique, ils se sont également demandés si les galaxies ont toujours été similaires dans le passé ou si elles présentaient une masse, une luminosité ou une activité plus importante ? Enfin, il est également intéressant de savoir si elles se regroupent et forment des structures à grande échelle.

Pour répondre à des questions aussi techniques, les astronomes ont commencé par dresser l'inventaire de toutes les galaxies, d'abord brillantes et proches puis de plus en plus pâles et éloignées en fonction des performances des télescopes. Puis, une fois le catalogue établit, ils ont développé des outils statistiques, des modèles pour reproduire la distribution des galaxies dans l'espace ainsi qu'à différentes époques et mieux comprendre leurs interactions mutuelles qui, comme nous le verrons, peuvent modifier leur morphologie de manière très spectaculaire.

Voyons pour commencer les différents morphologies de galaxies et leur classification. Nous verrons plus loin leurs interactions et leur évolution tandis que leurs distributions spatiale et temporelle seront abordées dans les articles consacrés aux amas de galaxies et à la structure de l'Univers.

La classification de Hubble

Grâce aux multiples photographies qu'il réalisa grâce au télescope du mont Wilson, en 1925 Hubble[15] proposa un système de classification des galaxies. Il le modifia légèrement en 1936 dans son livre "The Realm of the Nebulae" avec l'introduction des types S0 et SB0 pour tenir compte de galaxies au-delà du type E7 n'ayant pas de structure spiralée.

Depuis, cette classification a été améliorée suite aux observations faites dans le rayonnement infrarouge où la forme des galaxies diffère parfois assez bien de leur aspect en lumière blanche, mais les principales classes ou types de galaxies ont été maintenus. On y reviendra.

A télécharger : The classification of Spiral Nebulae, Edwin Hubble

The Observatory, Vol. 50, 1927, pp276-281 (PDF de 519 KB)

La classification des galaxies

Selon Hubble (lumière blanche, 1925)

Version Spitzer (IR, 2007)

Cliquer sur les images pour les agrandir. Documents John Kormendy et Spitzer SINGS Group.

La séquence proposée par Edwin Hubble dessine une fourche. Sur le tronc commun se trouvent les galaxies elliptiques allant de la forme globulaire (E0) à lenticulaire (E7 ou S0). Ensuite la branche se divisent en deux, l'une consacrée aux galaxies spirales (S) l'autre aux galaxies spirales barrées (SB). Ces deux branches sont subdivisée en trois sections, a, b, c en fonction de l'ouverture des bras (ouverts, intermédiaires, serrés).

Cette classification met en évidence une série évolutive dont la progression semble très logique. Ainsi, la transition S0 et SB0 est fermement établie, de même que l'évolution des galaxies élliptiques E0 en type plus tardif E3 ou E5. Nous verrons que les simulations permettent également d'établir un lien entre les galaxies spirales normales et les barrées, les galaxies précoces de type Sa pouvant se transformer en barrées tardives de type SBc.

Les galaxies irrégulières ont longtemps été classées dans la continuation du type Sc avant d'être séparée définitivement de ce schéma.

La classification de Hubble est la suivante :

- Les galaxies elliptiques, qui présentent une symétrie de rotation complète. Elles sont souvent extrêmement denses que les plus grands télescopes sont parvenus à séparer en étoiles distinctes. Elles sont classées E0 à E7 selon l'aplatissement du disque. Notons que pour le type E7, l'orientation des axes principaux par rapport à l'axe de visée est toujours inconnu.

Nous pouvons citer M32 et NGC 205 les deux satellites de M31, M60, M85, M86, M87, M88, M89 appartenant à l'amas de la Vierge et dont une centaine de membres sont aisément accessibles à l’amateur sans oublier IC 1101, la plus grande galaxie de l'univers, sur laquelle nous reviendrons.

La plupart des galaxies elliptiques se trouvent au centre des grands amas de galaxies qu'elles illuminent de leurs feux.

- Les galaxies spirales, classées S, à noyau important et à bras réguliers et peu développés, ou à noyau moins développé et à bras importants, classées Sa, Sb et Sc. Citons M31, M33, M51, M63, M81, M101, M104 parmi celles présentant la plus belle morphologie.

A voir : Hubble Gallery - Heck Yeah Galaxies - Seligman Celestial Atlas

Cinq exemples de galaxies remarquables. Ci-dessus à gauche, la galaxie M81 de la Grande Ourse découverte par Johann Bode en 1774. Cette galaxie de type SA(s)ab brille à la magnitude 6.9 et se situe à 11.8 millions d'années-lumière. Document Jay GaBany et IAC. A droite, la très belle galaxie NGC 2683 située dans le Lynx, à environ 25 millions d'années-lumière. De magnitude 9.7, elle mesure 9.3' de longueur. Il pourrait s'agir d'une galaxie spirale légèrement barrée (SA(rs)b. Ci-dessous à gauche, M101 (NGC 5457), une galaxie spirale Sc située dans la Grande Ourse et membre du Groupe Local. De magnitude 8.2, elle présente un diamètre apparent voisin de celui de la pleine Lune (28.5') et se situe à environ 25 millions d'années-lumière. Elle abrite 1 trillion d'étoiles dont 100 millions de type solaire. Au centre, NGC 5866, une toute petite galaxie lenticulaire (S0) située à 44 millions d'années-lumière dans le Dragon. Elle mesurant 0.5' d'arc ou 60000 années-lumière de diamètre pour une magnitude apparente de +16.5. On voit admirablement bien la bande de poussière équatoriale. A droite, la galaxie elliptique géante ESO 325-G004 de l'amas Abell S0740 située à 450 millions d'années-lumière dans le Centaure. Documents NASA/ESA/STScI.

- Les galaxies spirales barrées, classées SB, dont les bras partent de l'extrémité d'une barre qui traverse le noyau et classées SBa, SBb, SBc selon l'ouverture des bras. C'est aussi la population la plus nombreuse. La Voie lactée, M58, M77, M83, M95, M96, NGC 1300 et NGC 1360 appartiennent à cette classe, auxquelles il faut ajouter le Grand Nuage de Magellan, classé SB(s)m.

- Les galaxies lenticulaires, classées S0, qui n'étaient pas reconnues dans le document de 1925 de Hubble sont une forme intermédiaire entre les galaxies elliptiques E7 et les spirales S et SB. L'hypothèse proposée par Hubble sera confirmée empiriquement par voie photographique en 1950. Ces galaxies sont symétriques et ne présentent pas de structure spirale ni  de barre centrale. Elles présentent un gros noyau central et un disque aplati. Elles ne contiennent pas de gaz ni de poussières. Citons M84, NGC 2685, NGC 3115, NGC 4477 et NGC 5866.

- Les galaxies irrégulières, classées I, telles M82, le Petit Nuage de Magellan, NGC 2976 qui n'ont pas de forme définie, dans lesquelles se développe une Population I d'étoiles bleues supergéantes. Elles ne représentent que quelques pourcents de toutes les galaxies.

Ces catégories sont complétées par l'adjectif “pec” de peculiar lorsque leur morphologie en lumière visible est anormale (superlumineuse, anneau interne ou externe, en interaction avec un compagnon, etc) ou "d" s'il s'agit d'une galaxie naine (dwarf).

Quelques représentantes emblématiques des différents morphologies de galaxies. De gauche à droite et de haut en bas, NGC 1316 ou Fornax A (E ou SAB(s)), M83 (SAB(s)c), M64 (SA(rs)ab ou "l'oeil noir", une galaxie de Seyfert de type 2), NGC 634 (Sa) et ci-dessous NGC 4725 (SAB(r)ab pec), NGC 1300 (SB(rs)bc), M82 (Irr) et UGC 11411, une galaxie Naine Bleue Compacte (BCD). Documents ESO, Rob Gendler, NOAO, Hubble/Subaru/B.Gendler, Subaru et NASA/ESA/STScI.

La classification révisée de Vaucouleurs

Devant l'éventail des morphologies des galaxies, en 1959 Gérard de Vaucouleurs[16] révisa la classification des galaxies de Hubble pour tenir compte de caractéristiques plus subtiles mais très importantes pour comprendre leur dynamique.

De Vaucouleurs introduisit plusieurs types intermédiaires :

- le type Sd et le type magellanique (m) pour assurer la transition entre les galaxies spirales et irrégulières

- les galaxies supergéantes (cD) dont le corps elliptique s'entoure d'une enveloppe d'étoiles très étendue

- les spirales à distorsion ovale ou faiblement barrées (SAB)

- les galaxies présentant un anneau (ring) autour du noyau d'où partent les bras (S(r))

- les galaxies dont les bras partent directement du noyau (S(c))

- les galaxies qui présentent un anneau externe, souvent une extension des bras spiraux qui se rejoignent (RS)

- les galaxies intermédiaires entre les lenticulaires S0 et les spirales SA (A).

La classification des galaxies

selon G. de Vaucouleurs (1959)

La classification volumétrique (3D) proposée par Gérard de Vaucouleurs en 1959 introduit tous les cas intermédiaires entre les galaxies spirales non barrées (SA) et les spirales fortement barrées (SB) tout en maintenant l'évolution entre la classe E et les classes S et I. Des traits secondaires apparaissent tels qu'un anneau intérieur (r) ou extérieur (R) et si les bras spiraux partent directement du noyau. Document G.de Vaucouleurs adapté par l'auteur et F.Combes et R.Buta.

La classification de Vaucouleurs s’étend dans les trois dimensions et forme un volume lenticulaire :

- sur l'axe longitudinal se trouve la classification étendue de Hubble, E0-E7, S0-, S0°, S0+, Sa, Sb, Sc, Sd, Sm, Im

- sur l'axe transversal sont reprises les caractéristiques de l'anneau qui entoure le noyau, AB(s), AB(rs), AB(r)

- sur l'axe vertical ont été reprises les distinctions entre les galaxies normales et les barrées A, AB, B.

Ainsi, pour chaque classe spirale de l'axe “x” et pour ses types intermédiaires, on peut découper une tranche dans la classification révisée de Vaucouleurs qui se décompose en 8 secteurs auquel s'ajoute un modèle mixte au centre, SAB(rs).

C'est ainsi que la galaxie spirale NGC 1350 présentée ci-dessous à droite était jusqu'à présent classée parmi les spirales barrées SBa-b. Aujourd'hui sa classification a été révisée et elle appartient dorénavant à la classe SB(r)ab et Seyfert, c'est-à-dire une galaxie spirale faiblement barrée présentant un anneau intérieur d'où partent les bras. On reviendra sur l'anneau intérieur losque nus discuterons de la cinématique des galaxies.

A gauche, la galaxie spirale NGC 4414 (SA(rs)c) aux bras floconneux. Elle se situe dans la constellation de Coma Berenices à environ 60 millions d'années-lumière et brille à la magnitude 11. Son diamètre est de 56000 a.l. A droite, la spirale à structure annulaire NGC 1350 (Sa(r)) située dans le Fourneau à 87 millions d'années-lumière qui brille à la magnitude 11.5. Son diamètre est de 130000 a.l.. Documents NASA/ESA/STScI et ESO.

En proportion, selon les sondages du SDSS, environ 77 % des galaxies ont une forme spirale et 20 % sont elliptiques et/ou lenticulaires. Parmi les galaxies spirales, les 2/3 sont barrées dont une moitié faiblement, l'autre fortement barrée.

L'exemple résumant le mieux la classification est à nouveau le lointain amas compact du Quintet de Stephan. Il rassemble : NGC 7318a (E2), NGC 7317 (E4), NGC 7320 (Sa), NGC 7319 (Sb) et NGC 7318 (SBb), sans oublier les grands amas de galaxies où la diversité est presque infinie.

Les galaxies X

Beaucoup de galaxies dont la Voie Lactée présentent un bulbe en forme de X ou de cacahuète qui fut décrit pour la première fois par les Burbidge en 1959 (ApJ, 130, 20) et cataloguées en tant que "galaxie X" par de Gérard de Vaucouleurs en 1972 (Mem. R.A.S., 77, 1). Une importante liste de galaxies X fut compilée par B.J.Jarvis en 1986 et M.A.Shaw en 1987.

Cettte forme particulière a été observée dans plus de 40% des galaxies vues de profil des classes S0 à Sd dont quelques exemplaires sont présentées ci-dessous. Cette forme en X est directement liée à la présence d'une barre triaxiale. On y reviendra en détail à propos de la Voie Lactée.

NGC 4710

NGC 3628

ESO 597-G036

NGC 7020

IC 4767

NGC 128

ESO 322-100

NGC 1055

IC 4745

IC 4757

NGC 1589

Voie Lactée

Classifications complémentaires

Comme souvent en sciences, afin qu'un inventaire soit le plus exhaustif possible, une classification repose généralement sur de multiples critères. L'astronomie n'échappe pas à cette règle. En effet, la classification des galaxies ne se base pas uniquement sur leur morphologie visuelle, sur la forme du noyau, du halo ou des bras éventuels. Dès qu'ils ont pu analyser les galaxies dans d'autres rayonnements, les astrophysiciens ont très tôt tenus compte de nombreux autres critères et complété la classification originale par de nouveaux types de galaxies et d'objets.

Observées en UV, visible (bleue) ou IR, on peut ajouter les familles ou catégories de galaxies suivantes :

- les galaxies de Markarian présentant un excès d'émission en UV (cataloguées sous le cigle Mrk)

- les galaxies à disque UV extendu (XUV-disk galaxies)

- les galaxies présentant une Région Nucléaire à Faible Emission Ionisée ou LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region)

- les galaxies à Faible Brillance de Surface ou LSB (Low Surface Brightness)

- les galaxies Ultra Diffuses ou UDG (Ultra Diffuse Galaxies), généralement des galaxies géantes mais présentant la luminosité d'une galaxie naine

- les Galaxies Naines Bleues Compactes ou BCD (Blue Compact Dwarf)

- les Galaxies Rouges Lumineuses ou LRG (Luminous Red Galaxies)

- les Objets Extrêmement Rouges ou ERO (Extremely Red Objects)

- les Galaxies Infrarouges Lumineuses ou LIRG (Luminous InfraRed Galaxies)

- les Galaxies Infrarouges Extrêmement Lumineuses ou ELIRG (Extremely Luminous InfraRed Galaxies)

- les Galaxies Infrarouges Ultra Lumineuses ou ULIRG (Ultra Luminous InfraRed Galaxies)

- les Galaxies Obscurcies par la Poussière ou DOG (Dust-Obscured Galaxies)

- Les Emetteur Lyman Alpha ou LAE (Lyman-Apha Emitters).

A gauche, la galaxie spirale barrée M77 ((R)SB(rs)b) alias NGC 1068 (un AGN) située à environ 45 millions d'années-lumière dans la Baleine (Cetus) qui abrite un trou noir supermassif photographiée par le VLT. Les filaments rouges sont des zones riches en poussière. A droite, l'étrange galaxie spirale NGC 4651 (SA(rs)c) surnommée la galaxie "Parapluie" cataloguée Arp 189 (galaxie à filaments) située à 62 millions d'années-lumière dans Coma Berenices et membre de l'amas de la Vierge. Il s'agit d'un compositage d'images amateurs et professionnelles réalisé par Jay GaBany. Ici, à l'inverse de M77, les zones bleues sont des régions denses où se sont récemment formées des millions d'étoiles. L'analyse au radiotélescope a montré que la coquille de gaz et le courant stellaire (jet) composés d'hydrogène neutre sont émis par une toute petite galaxie naine satellite bleutée située à l'est, dans le courant horizontal qui a été totalement disloquée par les effets de marée lors de son interaction avec la galaxie principale.

Il faut y ajouter des catégories propres à l'étude au radiotélescope :

- les radiogalaxies

- les Galaxies à Noyau Actif ou AGN (Active Nuclei Galaxies)

- les Seyfert

- les blazars

- les Galaxies Radios Géantes ou GRG

- les quasars et autres QSO (Quasi Stellar Objects) sur lesquels nous reviendrons, leur classification étant également subdivisée en fonction de différents critères.

Ces catégories peuvent être divisées en plusieurs types et ne sont pas exclusives. Ainsi comme toute classification, pour prendre M77 présentée ci-dessus, c'est une galaxie spirale barrée classée (R)SB(rs)b en lumière blanche, un AGN analysé au radiotélescope et plus précisément une Seyfert de Type 2 quand on analyse la distribution de son spectre électromagnétique, notamment en infrarouge où son noyau devient très lumineux en raison de la présence d'un anneau de poussière cachant vraisemblablement un trou noir supermassif.

Nous reviendrons sur certaines de ces galaxies à propos des découvertes récentes ainsi qu'à propos des trous noirs.

L'étude des galaxies en infrarouge

La classification de Hubble ou celle de Vaucouleurs a été établie sur base du rayonnement visible émis par les galaxies. Ces images révèlent les populations jeunes d'étoiles (Population I) mais généralement très peu d'étoiles âgées (Population II). C'est très récemment que l'astronomie infrarouge s'est développée.

Le premier détecteur infrarouge fut développé dans les années 1960 par Frank J. Low (1933-2009). Sa technique et ses inventions ont depuis été utilisée dans la plupart des hauts-lieux de l'astronomie, y compris à bord des télescopes spatiaux IRAS, ISO, Hubble, WISE, Spitzer, etc.

Ci-dessus à gauche, la différence d'aspect de la galaxie NGC 253 du Sculpteur en infrarouge et en lumière visible. Au centre, les extensions inattendues de la galaxie irrégulière M82 photographiée en infrarouge par le télescope spatial Spitzer de 0.85 m. A droite, observée en infrarouge par le télescope spatial Spitzer en 2004, la radiosource NGC 5128 révèle une galaxie spirale en forme de parallélogramme en train de tomber sur la galaxie elliptique très différente de sa forme visible. Ci-dessous à gauche, la découverte du double noyau de la galaxie d'Andromède M31 par le HST. L'image couvre une région qui s'étend sur 40 années-lumière. Au centre et à droite, après rectification personnelle, M31 apparaît comme une belle galaxie spirale quasi circulaire sur cette image infrarouge prise en 2011 par le l'observatoire orbital Herschel. Documents ESO, Spitzer, T.R.Lauer/KPNO/NOAO/HST et ESA/Herschel/SPIRE adaptée par l'auteur.

En scrutant le ciel en infrarouge (1-30 microns), les astronomes sont confrontés à de nouvelles difficultés : la galaxie NGC 253 par exemple du Sculpteur qui ressemble à une spirale serrée en lumière blanche présente soudainement en infrarouge une barre centrale comme le montre les deux photos comparatives ci-dessous à gauche publiées en 2010. La présence d'étoiles âgées lui donnent l'aspect d'une galaxie spirale barrée !

Même surprise pour les radiogalaxies, telle Cygnus A dans laquelle S.Djorgovski a découvert un noyau en infrarouge ou les galaxies de Seyfert[17] telle NGC 5128 "Centaurus A" qui cache une galaxie spirale comme on le voit ci-dessous à droite.

Enfin, plus près de nous, à l'image du noyau Galactique, M31 présente un noyau warpé induit par le déplacement d'une autre galaxie et grâce au télescope Hubble on découvrit qu'il était en fait constitué de deux composantes.

A voir : Galaxy Zoo

Aidez les astronomes à classifier les galaxies

Tailles relatives des galaxies. Documents T.Lombry.

Précisons également que pour les galaxies les plus proches, les mesures réalisées ces dernières années révèlent que les mouvements des étoiles ne sont pas souvent en accord avec le classement des galaxies auxquelles elles appartiennent. En effet, ce n'est qu'en tirant profit des télescopes de 8 et 10 m d'ouverture ainsi que des télescopes spatiaux que les astrophysiciens ont pu résoudre le noyau de certaines galaxies proches et découvert qu'ils tournaient... dans le sens opposé à celui du reste de leur galaxie ! Dans plusieurs cas, ce phénomène serait lié à l'absorption d'une autre galaxie mais on ne peut pas généraliser cette théorie.

Toutes ces découvertes ébranlent quelque peu nos idées sur l'évolution des galaxies. Si l'astronomie infrarouge révolutionne déjà notre conception de l'évolution galactique, seul l'avenir nous dira si la classification de Hubble et celle de de Vaucouleurs devront être mises à jour... sans oublier les nouvelles structures mises en évidence par les télescopes spatiaux sans parler des futurs télescopes géants très prometteurs.

Enfin, on peut étudier les galaxies et préciser leur morphologie en analysant leurs profils radioélectrique et magnétique grâce aux émissions des régions HI.

Morphologie des galaxies grâce au profil HI

Il existe une corrélation entre la morphologie des galaxies et leur constitution. En effet, une galaxie ne se forme pas uniquement par l'effet de la gravitation sur la masse de gaz et stellaire mais obéit également à l'effet induit par le champ magnétique environnant et des forces extérieures.

Grâce à l'hydrogène atomique (région HI, milieu interstellaire neutre), nous pouvons dresser la carte radioélectrique non seulement de la Voie Lactée mais également de toutes les galaxies comme on le voit ci-dessous.

Ces analyses superposées aux cartes du champ magnétique mettent en évidence l'organisation de la matière, du gaz et des étoiles, dans le disque, les bras et le halo des galaxies.

Ainsi, parmi les galaxies spirales observées en lumière blanche, un tiers d'entre elles épousent le profil radioélectrique, pour citer parmi les plus connues M31, M51 et M81.

A lire : HI Line, NRAO

A gauche, carte de contours radioélectriques et d'orientation du champ magnétique (obtenu par rotation des vecteurs E de 90°) de NGC 253 observée à 2.8 cm de longueur d'onde par le radiotélescope de l'Effelsberg (disque et gaz diffus à grande échelle) et à 20 cm par le VLA (halo) et dont voici la photo en lumière blanche. La résolution est de 70'". Document Beck et al. Au centre, carte de contours radioélectrique à 20 cm de M31. Document Lewis F. Geraint et al. A droite, la carte de contours radioélectriques de M51 établie à 6 cm par le VLA (continuum à large bande) et à 2.8 cm (gaz diffus) par le radiotélescope de l'Effelsberg superposée à l'orientation du champ magnétique. On voit clairement que les bras spiraux suivent les lignes de force du champ magnétique. Document NRAO/AUI. Vous trouverez d'autres cartes de contours sur le site des observatoires radioastronomiques ainsi que dans la base NED du Caltech.

Etant donné que le milieu est très peu excité, les émissions des courants d'hydrogène neutre provient avant tout des collisions entre atomes. C'est ainsi qu'en étudiant les galaxies à 2.8 cm (10.7 GHz) ou autour de 21 cm (~1420-1427 MHz) de longueur d'onde, les radioastronomes peuvent découvrir la structure spirale d'une galaxie irrégulière par exemple ou découvrir que les bras des galaxies spirales sont un véritable piège pour le gaz froid.

Même pour une galaxie vue de profil comme NGC 253 présentée ci-dessus à gauche, la carte de contours radioélectriques révèle quantité d'informations. Elle permet par exemple de découvrir des bras spiralés jusqu'à plus de 10 kpc au-dessus du plan galactique ou des nuages de gaz bien au-delà de l'extension visible de la galaxie, y compris, le cas échéant, dans le halo comme dans l'exemple de M31.

En revanche, la force du vent interstellaire qui souffle dans une galaxie elliptique ne permet en général pas d'y déceler des masses de gaz neutre (voir plus bas). Ces galaxies abriteront donc moins d'étoiles de deuxième ou troisième génération que les galaxies spirales. Les seules elliptiques ayant des régions HI sont d'ordinaire associées à un compagnon spiralé ou ont récemment aborbé une plus petite galaxie.

Toutefois, certaines galaxies (par ex. NGC 891, NGC 3628 ou NGC 1808) ne présentent pas de halo radioélectrique étendu. Ces galaxies ont un disque épais pouvant atteindre 3000 années-lumière d'épaisseur.

Quelques galaxies remarquables vues de profil parmi beaucoup d'autres présentant des bandes équatoriales de poussière parfois mêlées de régions HII. Ci-dessus à gauche, la galaxie "Sombrero" M104. A droite, NGC 7174 (S) et NGC 7176 (E) du groupe compact Hickson 90. Il s'agit de la combinaison d'images prises par le Télescope Spatial Hubble en RGBI et traitée par Oliver Czernetz. Ci-dessous de gauche à droite, NGC 5775, NGC 4565 et la radiosource NGC 5128 "Centaurus A" dont voici une image composite de l'ESO/NASA prise prise en 2009 en visible (RGB), IR proche à 870 nm (orange), radio submillimétrique (jets extérieurs orange) et X (bleu et halo central). Documents NASA/ESA/STScI et ESO.

A l'autre extrémité, on trouve par exemple la galaxie d'Andromède, M31 et NGC 4565. L'émission radioélectrique du disque épais est indétectable et est au moins 200 fois plus faible que celle de NGC 891 par exemple dont voici une photo. Cela signifie que soit le taux de formation d'étoiles est très faible dans M31 et NGC 4565 et sous le seuil de détection soit que l'effet dynamo (génération d'un champ magnétique par un corps conducteur se déplaçant) n'opère pas dans le halo de ces galaxies.

Parmi les autres galaxies présentant également une bande sombre de poussières, citons la galaxie NGC 5866 présentée un peu plus haut, M104 "Sombrero" et ESO-510-13 qui est gauchie. Toutes révèlent de gigantesques structures poussiéreuses qui s'alignent le long des lignes de force du champ magnétique.

Un autre bel exemple de galaxie présentant un disque ou du moins une bande d'accrétion est la radiosource NGC 5128 "Centaurus A" présentée ci-dessus. La bande sombre est composée de gaz moléculaire et de poussière formant localement des régions HII (les zones roses brillantes et les nodules sombres).

Notons que les bras des galaxies spirales contiennent également de nombreux "trous HI" qui sont en corrélation avec les régions HII ionisées où apparaissent les nébuleuses et où se forment les étoiles.

Nous reviendrons un peu plus loin sur l'impact du vent interstellaire sur la production d'étoiles, sur la formation des galaxies et par la même occasion nous étudierons à une plus grande échelle l'influence gravitationnelle mutuelles des galaxies d'amas et tenterons d'expliquer pourquoi les galaxies présentent toutes ces formes. En attendant, décrivons les interactions entre galaxies, ce qui nous permettra d'introduire certains concepts que nous réutiliserons ensuite pour expliquer leur évolution.

Prochain chapitre

Les interactions entre galaxies

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[15] Transactions of the I.A.U., 2, 1925, Commission 28; Astrophysical Journal, 64, 321, 1926 - Pour être exact, en dressant sa classification Hubble n’avait pas eu l’intention de mettre en évidence une série évolutive. Ce n’est que bien des années plus tard, après avoir catalogué des dizaines de milliers de galaxies que l’on remarqua que la progression qu’il avait imaginée pouvait correspondre à l’évolution de certaines galaxies. Lire E.Hubble, "The Realm of the Nebulae", Yale University Press, 1936/1985 - A.Sandage, “Hubble Atlas of Galaxies”, Carnegie Institute of Washington, 1961/1984.

[16] G.de Vaucouleurs, Handbook of Physics, 53, 1959, p275. Voir également Galactic Rings, Combes et Buta, 1996.

[17] M.de Grijp et al., Nature, 314, 1985, p240 - S.Djorgovski et al., Astrophysical Journal Letters, 372, 1991, L67.


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