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L'univers des galaxies

Le couple NGC 5426/27 (Arp 271) situé dans la Vierge ont voici une image prise par le télescope Gemini de 8.1 m. Ces deux galaxies sont séparées de 60000 a.l. Voici un descriptif de leurs interactions. Document Adam Block/Sky Center/U.Arizona.

Les interactions entre galaxies (IV)

En moyenne, il existe une galaxie par 100 Mpc3 d'espace. Toutefois, en vertu de l'expansion de l'univers et des phénomènes gravitationnels locaux, on estime que 95 % des galaxies sont regroupées en couples, groupes, amas et superamas de galaxies. Ainsi, dans ces dernières versions le catalogue SDSS comprend plus d'un million de paires de galaxies. C'est notamment en les étudiant dans le rayonnement X qu'on découvrit les fameux baryons "manquants" qui tissent une partie de l'immense toile cosmique. On y reviendra.

Cela signifie aussi que seuls 5 % des galaxies sont isolées dans l'espace, c'est-à-dire qu'il n'existe pas d'autre galaxie à moins de 20 fois leur diamètre optique, ce qui représente en moyenne un rayon de 2 millions d'années-lumière. Ces galaxies du champ sont en fait situées dans des régions non perturbées de vides cosmiques, des "bulles vides" très peu denses probablement formées à l'époque de l'univers primordial. On y reviendra à propos de la formation des amas et superamas de galaxies.

La plupart des galaxies forment donc des systèmes binaires et multiples dont les membres sont soit dynamiquement liés s'ils interagissent gravitationnellement soit animés de mouvements propres. Seuls les groupes de galaxies forment un système en équilibre, c'est-à-dire que les galaxies peuvent être attirées par une zone de forte densité de matière, un puits gravitationnel, mais en vertu de leur vitesse propre, les galaxies vont le traverser pour rejoindre l'extrémité de la région perturbée. C'est par exemple le cas du groupe Local qui regroupe la Voie Lactée, M31 et M33 et des dizaines de galaxies naines ainsi que du groupe de M81.

Si le système n'est pas en équilibre, les galaxies se déplacent en tout sens et présentent des vitesses de dispersion élevées avec des zones beaucoup plus denses et riches, notamment dans les puits gravitationnels. Dans ce cas, on considère qu'il s'agit d'un amas de galaxies (par ex. l'amas de Virgo ou de Coma). Les perturbations gravitationnelles y sont plus rares et d'intensités plus faibles car les galaxies se déplacent plus rapidement que dans les groupes. Par conséquent, les galaxies d'amas n'interagissent pas suffisamment longtemps pour être fortement perturbées et si elles le sont, il faut plusieurs rencontres rapprochées pour qu'elles fusionnent au terme d'un lent processus qui peut durer plusieurs milliards d'années. On y reviendra.

En revanche, dans un amas de galaxies la friction comme la pression dynamiques externes induite par le gaz chaud peuvent être très élevées avec des effets très violents sur la morphologie des galaxies et donc sur leur évolution à long terme.

Dans le cas où les galaxies sont gravitationnellement liées, elles peuvent entrer en collisions[12]. Mais il ne faut pas concevoir ces collisions comme de gigantesques catastrophes cosmiques. Les étoiles qui constituent une galaxie peuvent être rapprochées des molécules d'une masse gazeuse. Si deux masses de gaz se mêlent il n'en résulte aucune destruction des molécules, elles sont simplement perturbées par la gravitation.

Selon Richard Morris, mathématicien et astronome à l'Université de Durham, qui étudie l'évolution des galaxies depuis 1984, le risque de collisions stellaires est infime, " la probabilité qu'ont deux étoiles de se heurter est inférieure à la probabilité que deux balles tirées par deux soldats ennemis puissent se heurter en plein vol".

A gauche, l'une des premières simulations réalisées dans les années 1970 de la collision de M51 des Chiens de Chasse avec la galaxie NGC 5195 devenue depuis son satellite. Dans ce cas-ci, M51 étant assez massive (~160 milliards de masses solaires), la fusion classée de mineure ne l'a pas démantelée contrairement à la galaxie satellite. A droite, l'aspect que pouvaient avoir M51 et NGC 5195 avant leur interaction. Il s'agit du couple de galaxies NGC 799 et NGC 800 situé dans la constellation de la Baleine, avant la tempête qui va probablement les disloquer toutes les deux. Documents Scientific American/Alar et Juri Tomre/Allen/NOAO, Tony et Daphne Hallas et ESO.

C'est un peu ce qui se produit lorsque les galaxies entrent en collision : il y a attraction mutuelle des étoiles et de leur environnement.

Lorsque la collision est lente (50-200 km/s) et non frontale, dans la plupart des cas, les bras des galaxies spirales se déforment et certains se transforment en bras de marée. Les nuages de gaz s'enchevêtrent, se condensent et s'effondrent localement sous l'effet de la pression, donnant naissance à des bouffées de nouvelles étoiles. Dans ce cas, on parle de galaxies à sursauts d'étoiles. Certaines sont à l'origine des galaxies ULIRG qui au terme de leurs interactions se transforment généralement en galaxies elliptiques.

Si les galaxies finissent par se séparer, elles peuvent ne pas trop subir d'influences réciproques et conserver leur physionomie habituelle : M51/NGC 5195, NGC 799/NGC 800 et NGC 5426/27 (Arp 271) présentées ci-dessus, ainsi que NGC 4666/4668, NGC 5394/5395 et NGC 5566/60/69 sont des exemples remarquables. Nous reviendrons sur certaines d'entre elles un peu plus loin.

 A l'inverse, certaines galaxies animées de vitesses propres élevées (200-1000 km/s) accusent un phénomène beaucoup plus violent en réponse aux forces de marée. Elles peuvent s'enchevêtrer par un bras d'étoiles ou entrer en collision par le noyau, devenant méconnaissables, disloquées et ne présentant plus la symétrie habituelle. A la fin du processus, les étoiles gravitant dans le plan du disque sont éjectées sur des orbites aléatoires et chaotiques; c'est la relaxation violente comme l'a bien décrite T. van Albada en 1982.

Parmi les exemples spectaculaire, citons la galaxie irrégulière M82 qui a subi l'attraction de M81 (le "couple" est en fait constitué de 6 galaxies en interactions), NGC 2536/37, NGC 4838/39 surnommée "les Antennes", NGC 5544/45, NGC 6621/2 (VV 247, Arp 81) ou encore NGC 520 alias Arp 157.

Selon la masse, la composition, la vitesses propre et l'orbite de chaque galaxie, elles finissent soit par se séparer au bout de quelques centaines de millions d'années soit elles fusionnent doucement ou violemment au terme de plusieurs milliards d'années d'interactions. On y reviendra.

Les simulations présentées ci-dessous permettent de mieux comprendre ce processus qu'on est parvenu à modéliser depuis quelques décennies avec plus ou moins de succès. Des logiciels de simulation et des vidéos sont présentés en fin de dernière page.

Simulations de galaxies en interactions

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Fusion des halos

et des noyaux

La Voie Lactée

et M31

NGC 4038/39

les Antennes

Documents Joshua Barnes/IfA et John Dubinski/U.Toronto

Dans certains cas, les galaxies s'interpénètrent par le noyau en formant des anneaux galactiques comme le fait de jeter un caillou dans l'eau crée des ondes concentriques. Dans l'espace, le milieu intergalactique présente un comportement similaire à celui d'un fluide.

C'est par exemple le cas de l'objet de Hoag présenté plus bas et situé dans le Serpent dont l'anneau stellaire très bien différencié est exclusivement constitué d'étoiles bleues et chaudes contrastant avec son bulbe central jaune. Citons également l'objet II Herzog 4 situé dans le Lynx formé de deux anneaux ainsi que MCG 6-2-22A ou ESO 350-40 alias la "Roue de la Charrette" (voir ci-dessous) située dans le Sculpteur qui est en interaction avec une petite galaxie et qui tente aujourd’hui de retrouver sa forme spirale.

En revanche, NGC 6166 située au sein de l'amas Abell 2199 présente toutes les caractéristiques d'une galaxie cannibale. Son noyau présente 3 ou 4 condensations très massives en voie de "digestion". C'est également une radiosource qui émet deux jets radios très puissants dans des directions opposées. Il ne s'agit pas d'une galaxie de Markarian, morphologie sur laquelle nous reviendrons à propos des quasars et des galaxies de Seyfert.

La plupart des galaxies en interactions ont été cataloguées par Halton Arp[14] (voir aussi l'Arp Atlas de C.Seligman) qui en a fait son principal sujet d'étude mais dont les conclusions suscitèrent quelques controverses que nous prendrons le temps d'examiner.

Parmi les galaxies en interactions tirant de longues appendices dans l'espace, citons NGC 4038-39 "les Antennes", UGC 10214 et NGC 4676 "les souris" présentées ci-dessous.

A lire : Simulation des naissances d'étoiles lors de fusions entre galaxies, CNRS, 2010

Tides in colliding galaxies, P.-A.Duc/F.Renaud, Caltech, 2012

Ci-dessus à gauche, NGC 4650A. A droite, NGC 2207 et IC 2163. Ci-dessous à gauche, MCG 6-2-22A alias ESO 350-40 surnommée la "Roue de la charrette", NGC 5426/27 et NGC 3314A/B. Documents NASA/ESA/STScI et Gemini Obs.

Ci-dessous, NGC 2442, NGC 4038-39 "les Antennes", UGC 10214 et NGC 4676 "Les souris". Documents NASA/ESA/STScI.

Dans certains cas, même des galaxies séparées de 60000, 100000 ou même 160000 années-lumière comme c'est respectivement le cas de NGC 799/NGC 800 présentée un peu plus haut, NGC 4666/NGC 4668 ou NGC 474/NGC 470 présentée plus bas, subissent des effets gravitationnels mutuels ayant pour effet d'engendrer des bouffées de nouvelles étoiles et même des "supervents" stellaires.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, le couple M81/M82 présente également une grande boucle de marée baptisée "Arp-Loop" suite à leurs interactions avec NGC 3077. Cette structure très diffuse qui est à peine discernable en lumière visible et en UV est surtout apparente dans le rayonnement radioélectrique de l'hydrogène neutre (HI). Ainsi qu'on le constate, une quantité importante de la masse gazeuse a été transférée d'une galaxie à l'autre.

On observe un phénomène similaire autour de la galaxie spirale NGC 5907 présentée ci-dessous à droite dont la structure en boucle résulte vraisemblablement de l'interaction avec une petite galaxie naine qui a perdu la plus grande partie de sa matière dans le halo galactique. Un phénomène de même nature se produit dans la Voie Lactée avec la galaxie naine elliptique du Sagittaire (SagDEG) qui est associée au courant du Sagittaire formant une immense boucle très peu dense autour de la Voie Lactée.

A gauche, la boucle de marée Arp-Loop bien visible dans le rayonnement de l'hydrogène neutre (HI) dans l'interaction qui unit les galaxies M81 (centre), M82 (au-dessus) et NGC 3077 (en-dessous à gauche), comparée à l'image visible dont voici l'agrandissement du champ obtenue par Jordi Gallego avec une lunette Takahashi FSQ-106N f/5 équipée d'un caméra CCD SBIG STL-11000M. Temps d'intégration total de 12 heures. Notez que le gaz HI s'étend deux fois plus loin que la structure visible des galaxies. A droite, les boucles de marées photographiées en lumière blanche autour de la galaxie NGC 5907. Elles ont vraisemblablement été formées par l'accrétion d'une petite galaxie naine sphéroïde voici plusieurs milliards d'années (cf. Martinez-Delgado, ApJ, 2010). Documents NRAO/VLA, Jordi Gallego et Jay GaBany.

Cette influence à si longue distance n'est pas étonnante pour une galaxie de bonne taille. Si nous prenons le cas de la Voie Lactée, avec ses 200 à 400 milliards d'étoiles et sa masse réestimée en 2009 et 2014 entre 700-850 milliards de masses solaires, son champ gravitationnel est sensible dans un rayon d'au moins 2.5 millions d'années-lumière autour du noyau, au point d'influencer M33 et M31. Et c'est également l'effet de cette gravité qui va conduire à la funeste destinée de ces galaxies.

Milkomedia : la fusion entre la Voie Lactée et M31

Dans certains cas, les galaxies en interactions fusionnent au terme d'un mouvement de va-et-vient. Un exemple nous concerne de près ou disons nos lointains descendants, car c'est celui de notre propre Galaxie.

Dans l'interaction qui lie la Voie Lactée à M31 et M33, d'ici 3 milliards d'années environ, les trois galaxies vont commencer à subir des perturbations gravitationnelles mutuelles qui finiront par les disloquer comme on le voit ci-dessous.

A voir : Milky Way vs Andomeda As Seen from Earth

L'évolution de la Voie Lactée et de M31 en HD, par HubbleCast

Simulation de la collision entre la Voie Lactée et M31 qui débutera dans 3.07 milliards d'années. Le programme de simulation a exploité un algorithme de perturbations à N-corps et calculé les positions d'environ 20 millions de particules-tests. Les cinq étapes représentées sont séparées d'environ 400 millions d'années et de 170 millions d'années sur l'agrandissement. La galaxie elliptique résultant ne sera totalement relaxée que 7 milliards d'années plus tard. Document John Dubinski/U.Toronto.

Actuellement M31 et son cortège de galaxies naines satellites dont on dénombre 26 membres significatifs suivent une trajectoire de collision avec la Voie Lactée à une vitesse de 111 km/s soit plus de 400000 km/h selon les dernières estimations des astronomes du STScI.

Pendant plusieurs milliards d'années, les galaxies en interactions formeront une association chaotique essayant tant bien que mal de retrouver une structure stable. Maintenues ensemble par la force de gravité, La Voie Lactée et M31 vont subir des rapprochements et des éloignements comme un danseur avec sa ballerine.

Au début, l'association formera une structure galactique complexe, hydride entre la forme irrégulière et spirale, tendant ses multiples bras désordonnés sur plus de 100000 années-lumière comme pour se rattraper au tissu de l'espace-temps.

 Pendant la phase la plus chaotique qui s'échelonnera entre 3.7 et 5.1 milliards d'années, il est probable que les orbites de milliards d'étoiles seront perturbées, entraînant avec elles des milliards d'exoplanètes et de petits corps dans une course folle où certaines seront éjectées violemment de leur orbite. Ailleurs les exoplanètes subiront l'assaut de milliers d'astéroïdes et de comètes pendant des millions d'années qui ne laisseront que des paysages dévastés derrière eux.

La Voie Lactée et M31 contenant encore beaucoup de gaz, ces nuages finiront par s'entremêler et entrer en collision, créant un peu partout des poches de haute densité qui en se refroidissant seront proprices à leur effondrement gravitationnel.

Ces nuages vont se densifier, attirer de plus en plus de gaz et de poussière, devenir opaques et se transformer en proplydes avant de donner naissance à de nouveaux systèmes stellaires. Ainsi, progressivement et durant environ 2 milliards d'années des milliers de nébuleuses brillantes (régions H II), obscures et de réflexion font se former dans le ciel qui s'embrasera de millions de nouvelles étoiles nées de ce chaos.

Simulation de la fusion entre la Voie Lactée et M31. Le processus s'étend sur 7 milliards d'années. Document NASA/ESA/STScI.

Au bout d'environ 7 milliards d'années et un long combat contre les éléments, cette interaction donnera naissance à une nouvelle galaxie géante de forme elliptique qu'on a déjà baptisée "Milkomeda" (contraction de Milky Way et Andromeda) en bon anthropocentriques mais qu'il serait préférable de surnommer "Andromilka" vu la masse plus importante de la galaxie d'Andromède.

Notons qu'entre-temps, le Soleil sera passé discrètement par la phase de géante rouge puis d'étoile naine et se sera éteint, ajoutant sa masse à la matière sombre.

Dans ces temps futurs, si chaque galaxie se pénètre par le noyau et que le Soleil reste à bonne distance du bulbe de chaque galaxie, on peut supposer que le ciel nocturne ne sera pas nécessairement plus brillant qu'aujourd'hui et nous ne devons nous attendre à aucun effet particulier néfaste à la survie de l'humanité si elle existe encore à cette époque. Le ciel nocturne sera toutefois beaucoup plus beau, scintillant de milliards d'étoiles supplémentaires et de centaines de nouvelles nébuleuses.

En revanche, si le coeur d'Andromède se rapproche tout près de l'Eperon d'Orion de la Voie Lactée et que le milliard d'étoiles contenu dans le bulbe d'Andromède se rapproche jusqu'à quelques années-lumière du système solaire, dans ces conditions les nuits sur Terre pourraient être lumineuses. Mais dans ce cas, le Soleil sera également victime de l'effet gravitationnel généré par cet ensemble d'étoiles très compact et sans doute victime également de l'influence du trou noir qui pourrait exister dans cette région.

A ce jour, étant donné que nous ne disposons pas de données individuelles (masse et vitesse) sur les centaines de milliards d'étoiles contenues dans chacune des galaxies, aucun ordinateur ne peut simuler ce phénomène en détail et certainement pas nous dire exactement quelle sera la densité stellaire dans la banlieue du Soleil ni quels seront les effets gravitationnels dans cette région. Tout scénario à ce sujet n'est donc que pure spéculation.

Une seule chose est sûre, cette nouvelle galaxie "Milkomedia" résulta de la fusion entre la Voie Lactée, M31 et M33, sera littéralement épuisée et contiendra essentiellement des poussières et un peu de gaz sans oublier qu'elle abritera toujours un trou noir supermassif qui aura encore grossit et augmenté sa masse. Une proportion importante du gaz interstellaire aura été arrachée des galaxies au cours du processus de relaxation et va contribuer à augmenter la masse du halo galactique et de la matière sombre.

"Milkomedia" ne formera plus d'étoiles ni de nébuleuses et les vieilles étoiles ne seront plus alignées le long du plan galactique mais dans un immense halo elliptique centré sur son noyau.

Concernant sa masse finale, si "Milkomedia" conserve toute sa matière dans son halo, sachant que dans un rayon de 300 kpc (~1 million d'années-lumière) la Voie Lactée et six de ses galaxies satellites représentent aujourd'hui environ 1400 milliards de masses solaires et autant pour M31 auxquels il faut ajouter 26 galaxies satellites et un petit milliard de masses solaires pour M33, "Milkomedia" devrait peser environ 2500 milliards de masses solaires - 2500 fois la galaxie "Sombrero" M104 - et présenter un halo qui s'étendra sur plusieurs centaines de milliers d'années-lumière, faisant d'elle un membre très respectable de l'Univers.

Finalement, "Milkomedia" devrait ressembler à une galaxie elliptique géante, d'un aspect comparable à M60, ESO 325-G004 ou NGC 4881. Si son trou noir central se réactive et émet un jet relativiste, elle pourrait également ressembler à M87 "Virgo A" (NGC 4486) mais deux à cinq fois plus petite (à partir des données obtenues avec le VLT en 2009, M87 mesure ~980000 années-lumière de diamètre) ou encore à NGC 5128 "Centaurus A" si elle se transforme en radiosource et présente une bande de poussière dans le plan équatorial.

Les galaxies à coquilles multiples

En 1977, David Malin de l'Observatoire Anglo-Australien (AAO) découvrit que la galaxie elliptique NGC 3923 était constituée de 25 coquilles concentriques dont la plus éloignée se trouve à 180 kpc du centre. Intrigué par cette structure, il se passionna pour le sujet.

En collaboration avec Dave Carter, David Malin trouva les mêmes structures autour d'autres galaxies elliptiques normales comme NGC 474 mais également autour d'elliptiques anormales comme NGC 5128, NGC 7070A et plus récemment autour de PGC 6240 alias AM 0139-655 et NGC 7252 (Arp 226)[13] présentées ci-dessous.

En 1983, Malin et Carter publièrent dans l'Astrophysical Journal un catalogue de 137 galaxies elliptiques présentant ce type de coquilles.

Entre-temps, en 1980, suite à des simulations réalisées par François Schweizer et Peter Quinn, les astronomes découvrirent que les galaxies a priori elliptiques développaient non seulement de petits bras spiraux ténus et des filaments mais présentaient également des coquilles pouvant être le résultat de collisions entre galaxies.

Cette hypothèse fut confirmé à plusieurs reprises et notamment en 2013 suite à l'observation des coquilles multiples de la galaxie NGC 474 et leur simulation par Pierre-Alain Duc et les astronomes du département d'Astrophysique du CEA.

A lire : Etude des galaxies à coquilles (thèse), J.-L.Prieur, 1988

De gauche à droite, NGC 3923 (le champ s'étend sur 8'10", voici une photo de la partie centrale), le couple NGC 474/NGC 470 photographié avec la mégacam du CFHT révélant la couleur bleue des coquilles. Voici une photo plus traditionnelle prise par Stephen Leshin avec un télescope RCOS 368 mm de f/9. A sa droite, PGC 6240 et NGC 7252 dont voici une photo du noyau. Documents CGS Survey, CFHT/Coelum et NASA/ESA/STScI.

Ces coquilles sont en général plus bleues que le noyau de la galaxie parente et présentent une faible masse lumineuse. Ainsi pour NGC 1344, l'indice de couleur B-V = 1.2 et B-H = 3.07 contre B-R = 1.60 pour le corps principal et B-H=3.84 pour le noyau. Ces coquilles ont donc la couleur du disque d'une galaxie à disque, par exemple une spirale.

D'autres études conduites par Fort et al. en 1985 ont confirmé cette conclusion. Les études photométriques ont montré que les coquilles internes étaient plus bleues que le reste de la galaxie et présentaient un type spectral équivalent variant entre F9 et K0, typique du disque des galaxies à disque comme l'a montré F.Schweizer en 1976. On peut donc supposer que ces galaxies ont absorbé des galaxies spirales.

Cette hypothèse nous permet d'introduire le problème de fond reliant toutes ces exemples : comment peut-on expliquer les fusions de galaxies, c'est-à-dire existe-il une théorie expliquant précisément ce qu'on observe et grâce à laquelle on pourrait simuler ces différents types d'interactions ? La réponse est positive.

Les fusions de galaxies : la théorie des mergeurs

Ainsi qu'on le constate à travers les différentes photographies, les fusions de galaxies peuvent prendre une infinité d'aspects et impliquer des structures aussi différentes que des galaxies spirales, des elliptiques, des radiogalaxies ou des quasars parmi d'autres structures galactiques.

Dans certains cas, la matière est bien visible dans les queues de marées, les bras et le bulbe des galaxies en interactions, mais dans d'autres cas, une partie du gaz dispersé dans les queues de marées ou le halo n'est détectable qu'en infrarouge, en rayonnement X ou au radiotélescope et met en lumière pourrait-on dire toute la difficulté de comprendre les mécanismes sous-jacents et donc de prévoir leur évolution.

L'évolution des galaxies par fusions. Document T.Lombry inspiré de Pearson.

La classification des fusions de galaxies

Pour voir plus clair dans cette diversité et tenter d'y déceler une évolution cohérente, les fusions de galaxies ont été classées en différentes catégories, la première étant basée sur leur dimension :

- La fusion majeure se produit entre deux galaxies à disque (spirales) présentant à peu près la même taille et la même masse. Ce sont des collisions spectaculaires qui entraînent généralement la dislocation des galaxies en interactions. Cette fusion peut engendrer une phase quasar, AGN ou radiogalaxie comme l'explique le schéma présenté à droite. Lorsque les deux structures ont fusionné et sont relaxées, la plupart du temps la nouvelle galaxie devient elliptique et abrite un trou noir supermassif.

La taille des protagonistes ou "mergeurs", (de l'anglais "merger" signifiant "fusionneur") varie entre la galaxie naine et la galaxie géante, soit un rapport qui varie de 1 à 1000 et même supérieur si on considère les cas extrêmes. Enfin, il existe des fusions entre couple de galaxies (binaires) et des fusions multiples.

- La fusion mineure se produit entre deux galaxies de taille et de masse différentes. Ce sont les collisions les plus nombreuses. En raison de la forme de la fonction de luminosité d'une galaxie qui augmente pour les faibles luminosités, les interactions impliquent plus fréquemment une galaxie et un petit compagnon satellite. Toutefois, même ces petits mergeurs peuvent produire un impact spectaculaire sur l'évolution d'une galaxie. 

Des fusions mineures se produisent fréquemment et on peut même en observer en analysant l'environnement de notre propre Galaxie. En effet, la Voie Lactée est entourée d'au moins 35 galaxies connues dont une majorité de galaxies naines, les plus grandes étant les deux Nuages de Magellan, deux galaxies irrégulières.

Les plus petits mergeurs (par exemple Eridanus 1, Horologium 1 et Reticulum 2) sont des milliard de fois plus pâles que la Voie Lactée et certains ne sont composés que de 5000 étoiles. Il va de soi que leur impact ressemble à une brise légère, ce qui explique leur découverte récente.

Statistiquement, toutes les grandes galaxies subissent au moins une fusion mineure en 9 milliards d'années. Si les plus anciens évènements ont été dilués au fil du temps, les collisions remontant à 500 millions ou 1 milliard d'années sont encore visibles dans les galaxies sous forme de régions plus denses, d'irrégularités dans la distribution des étoiles, un disque galactique gauchi ou troué, des bras déformés ou formant un anneau ou encore par la présence de noyaux multiples.

A voir : Galaxy Collisions - Simulation vs Observations, STScI

NASA supercomputer simulation of colliding galaxies

Galaxy Collision, ESO/NCSA

Quelques fusions majeures générant un anneau extérieur et des bouffées d'étoiles bleues. De gauche à droite, le couple de galaxies Arp 273 alias UGC 1810, Arp 147, Arp 148 et l'objet de Hoag. Documents NASA/ESA/STScI.

Les astrophysiciens ont également classé les fusions de galaxies sur base sur la composition des mergeurs, les structures galactiques en interactions comprenant plus ou moins de gaz et d'étoiles dont on peut modéliser les effets gravitationnels comme on le ferait avec un système régit par les lois de la mécanique des fluides ou de la thermodynamique :

- La fusion mouillée (wet merger) concerne les galaxies riches en gaz, également appelées les galaxies bleues. Ce type de mergeur apporte une grande quantité de gaz et d'étoiles à la galaxie résultante, transformant celle-ci en galaxies elliptiques ou en AGN (galaxie de Seyfert, etc).

- La fusion à sec (dry merger) concerne les galaxies pauvres en gaz, également appelées les galaxies rouges. La galaxie résultante est une elliptique ou une irrégulière.

- La fusion humide (damp merger) est un stade intermédiaire entre la fusion mouillée et à sec. Ce type de mergeur peut générer des bouffées de nouvelles étoiles mais très peu d'amas globulaires.

- La fusion mixte concerne la fusion d'une galaxie riche en gaz (bleue) avec une galaxie pauvre en gaz (rouge).

Dans tous les cas de fusions, qu'elle soit douce ou violente, l'impact du mergeur contribue à l'augmentation de la masse de la galaxie résultante. La plupart du temps, au terme du processus, cela se solde par une augmentation de la masse stellaire et le cas échéant de celle du trou noir central qui peut devenir supermassif (des millions de masses solaires) en moins d'un milliard d'années.

Des galaxies en interactions, à trois stades différents de leur fusion : avant, pendant et après. A gauche, IC 2184 surnommée le "V volant". Il s'agit de deux galaxies vues de profils situées dans la constellation de la Girafe (Camelopardalis). Elles sont entourées par les résidus de deux queues de marées composées de gaz et de poussière. On distingue également des bouffées d'étoiles bleues nées durant le processus de fusion majeure et mouillée. Au centre, la galaxie spirale NGC 922 ou ce qu'il en reste située à 150 millions d'années-lumière dans le Fourneau. Mesurant envion 75000 années-lumière de diamètre, elle présente un nombre impressionnant de régions H II résultant d'une fusion mineure mouillée survenue il y a environ 300 millions d'années. La galaxie est en train de reformer plusieurs bras spiralés ainsi qu'un anneau extérieur. A droite, NGC 7049. Cette galaxie anémiée, à la limite de la spirale et de l'elliptique, doit son aspect particulier à des collisions récentes avec plusieurs galaxies résultant d'une fusion majeure humide qui expulsa la plus grande partie de sa masse gazeuse. La structure est relaxée et la galaxie contient peu d'amas globulaires. Elle se situe à 150000 années-lumière dans la constellation australe de l'Indien (Indus) et fait partie du triplet de l'Indus (NGC 7029, NGC 7041 et NGC 7049). Documents NASA/ESA/STScI.

La fonction de luminosité

Il est intéressant de noter que la théorie des mergeurs est supportée indirectement par un autre concept, la fonction de luminosité. Il s'agit d'un outil statistique qui permet d'étudier l'évolution des galaxies au cours du temps en comptabilisant le nombre de galaxies par intervalle de luminosité dans un volume donné d'Univers.

Sur base du recensement des galaxies en fonction de leur magnitude absolue, leur distance et leur morphologie, les astronomes ont découvert qu'elles ont évolué au cours du temps et se sont progressivement regroupées en amas, etc.

L'étude de la fonction de luminosité montre que le nombre de galaxies augmente à mesure que leur luminosité diminue. Autrement dit, les galaxies pâles et petites sont plus nombreuses que les grandes galaxies brillantes.

Cette loi appelée fonction de Schechter qu'on peut appliquer à chaque morphologie de galaxie ainsi qu'aux amas de galaxies montre également que la morphologie des galaxies et leur distribution au sein des amas a évolué au cours du temps. Il y a plus de 12 milliards d'années, l'Univers était dominé par les galaxies naines, les galaxies massives, très lumineuses et très structurées n'apparaissant en toute logique qu'après la formation des étoiles et des immenses nappes de gaz neutre ou ionisé qui les alimentent. De toute évidence les grandes galaxies massives se sont effectivement formées récemment, au cours d'un lent processus d'accrétion de matière et de fusion de mergeurs qui s'est parfois étendu sur plus de 10 milliards d'années.

Voyons à présent comment les astrophysiciens expliquent la morphologie de certaines galaxies à l'aspect chaotique spectaculaire, en particulier sous l'effet de la pression dynamique. Nous verrons ensuite l'effet des champs magnétiques avant d'aborder le cas particulier de la formation des galaxies elliptiques. Cette étude va nous conduire dans des univers très étonnants et parfois très violents.

Enfin, nous résumerons l'ensemble de nos connaissances en tentant de définir un modèle global.

Prochain chapitre

L'effet de la pression dynamique sur la production d'étoiles

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[12] F.Schweizer, Science, 231, 1986, p227 - J.Barnes et al., Scientific American, 265, 1991, p26.

[13] L.Hernquist et P.Quinn, Astrophysical Journal, 331, 1988, p682.

[14] H.Arp, "Atlas of peculiar galaxies", Caltech, 1966 - F.Schweizer, Science, 231, 1986, p227.


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