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L'univers des galaxies

Un échantillonnage de quelques galaxies. Connectez-vous sur le site de Zsolt Frei pour visualiser les images individuelles. Document Zsolt Frei/James E.Gunn/Princeton U.Press.

Evolution et transformation des galaxies (VI)

L'âge d'une galaxie ainsi que sa morphologie, autrement dit son degré évolutif, ne dépendent pas uniquement de sa place dans la classification de Hubble comment on l'a longtemps imaginé telle une progression dynamique, logique et séquentielle. Ce concept est correct mais insuffisant pour expliquer toutes les morphologies de galaxies.

Comme nous venons de l'expliquer à propos des fusions et du harassement des galaxies, nous avons des preuves aujourd'hui que leur évolution dépend autant des interactions qu'elles subissent avec d'autres galaxies au cours de leur histoire que de processus séculaires internes. Ces deux découvertes sont importantes car elles sont restées insoupçonnées durant des décennies du fait de la puissance limitée des télescopes du siècle dernier.

A part les fusions et le balayage ou l'arrachage du gaz (stripping), il existe un autres facteur important lié à l'environnement qui affecte la morphologie des galaxies : la pression dynamique externe.

Nous avons vu précédemment que les galaxies subissent fortement l'influence du vent interstellaire qui génère une pression dynamique proportionnelle au carré de la vitesse relative capable d'évacuer une bonne partie du gaz contenu dans une galaxie, le cas de NGC 4921 et ses vagues de poussière étant très révélateur.

Grâce aux télescopes spatiaux observant les galaxies dans les rayonnements X (Chandra) et infrarouge (Spitzer), les astronomes ont découvert que les galaxies rassemblées en amas sont enveloppées dans d'immenses nuages de gaz chaud intra-amas qui perturbe parfois leur morphologie au point que certaines galaxies sont littéralement déchiquetées et vouées à une mort prématurée.

Pour décrire ce phénomène et ses conséquences sur la morphologie et l'évolution des galaxies, nous allons prendre quelques exemples spectaculaires.

NGC 4522

Parmi ces galaxies, NGC 4522 a été étudiée en détails à plusieurs longueurs d'ondes. Située à environ 60 millions d'années-lumière dans l'amas de la Vierge, cette galaxie présente un effet de "stripping" qui est en train d'expulser une bonne partie de sa matière.

Les astronomes ont calculé que cette galaxie se déplace à plus de 2700 km/s soit 10 millions de km/h à travers l'amas. Sa vitesse est tellement rapide que des vents très violents se développent à travers la galaxie qui laisse dans son sillage une bonne partie de son gaz par l'effet de cette pression dynamique, à l'image du nageur dont les cheveux sont rejetés en arrière sous l'effet de son déplacement dans l'eau. Comme on le voit ci-dessous, NGC 4522 est l'une des rares galaxies où le pénomène de stripping est aussi spectaculaire.

La galaxie NGC 4522 de l'amas Virgo photographiée en lumière blanche par la caméra ACS du Télescope Spatial Hubble (gauche) et en infrarouge par le télescope spatial Spitzer (droite). Les taches brunes ou rouges représentent de manière spectaculaire des nuages d'hydrogène expulsés par la pression du vent induit par le gaz chaud intra-amas, ce qu'on appelle le "stripping". Ce gaz perdu représente des dizaines de millions d'étoiles que cette galaxie ne fabriquera pas. Les zones bleues à gauche et à droite de l'image prise par le Télescope Spatial Hubble sont des zones de formation d'étoiles. Document NASA/ESA/STScI et Suresh Sivanandam/DIAA.

NGC 4522 subit de plein front les effets du gaz intra-amas qui, bien qu'invisible sur ces photos apparaît clairement en rayonnement X en raison de sa température de brillance élevée. A terme, cette galaxie va perdre tout son éclat et prendre progressivement une forme elliptique, le signe de la vieillesse.

D'après les modèles, une galaxie spirale contenant peu d'hydrogène atomique peut se transformer en elliptique si son taux de formation stellaire est inhibé pendant quelques milliards d’années, comme c'est actuellement le cas de NGC 4921 évoquée précédemment.

ESO 137-001

Un autre exemple montrant l'effet violent et dévastateur du gaz chaud intra-amas est celui de la galaxie spirale ESO 137-001 présentée ci-dessous à gauche. Cette galaxie spirale est située près du "Grand Attracteur", à quelque 220 millions d'années-lumière dans l'amas Abell 3627 situé dans la constellation du Triangle Austral.

Cette galaxie est animée d'une vitesse de 2000 km/s soit environ 7 millions de km/h. Au cours de sa course folle à travers le gaz chaud intra-amas, elle subit une pression dynamique catastrophique qui souffle son gaz et sa poussière malgré sa gravité qui ne peut maintenir sa cohésion interne.

La photographie composite prise par le HST (la galaxie en lumière visible) et Chandra (la traînée bleue photographie dans le rayonnement X) montre en bleu ciel que des régions HII billantes d'hydrogène moléculaire se sont formées à 130000 années-lumière du disque, dans le sillage bleuté de la galaxie. Ces zones contiennent des amas d'étoiles représentant des dizaines de millions de masses solaires. L'image X permet d'évaluer la longueur de la traînée de gaz expulsé de la galaxie à plus de 400000 années-lumière et représente plus de 1 milliard de masses solaires principalement constituée de nuages froids d'hydrogène moléculaire. Avec une telle perte de gaz et de poussière, cette galaxie pourra difficilement créer de nouvelles étoiles et va vieillir précocement.

Notons que la petite galaxie elliptique jaunâtre visible juste à droite d'ESO 137-001 est justement une galaxie ayant perdu tout le gaz et la poussière devant servir à former des étoiles.

A voir : Hubble Telescope Spies a Galaxy in Distress

ESO 137-001 en lumière blanche et X sous l'effet de la pression dynamique

Hubble: Active Galaxy NGC 1275

A gauche, la galaxie ESO 137-001 de l'amas Abell 3627 photographiée en lumière blanche (la galaxie) et dans le rayonnement X (la traînée bleue). Sa structure a été totalement disloquée par le gaz chaud intra-amas à travers lequel est évolue à 7 millions de km/h. A droite, la galaxie elliptique active NGC 1275, alias Perseus-A, de l'amas de Persée est en interaction avec un trou noir supermassif. Les filaments éjectés de la galaxie sont maintenus par un champ magnétique puissant qui évite l'évaporation thermique du gaz. Documents NASA/ESA/Chandra et NASA/ESA/STScI.

NGC 1275, Perseus A

La galaxie elliptique active NGC 1275, alias Perseus-A, présentée ci-dessus à droite, est l'objet le plus brillant de l'amas de Persée qui brille à la magnitude 12.6. C'est également une radiosource et une source X très brillante.

Cette galaxie est en interaction avec un trou noir supermassif de 340 millions de masses solaires situé dans sa région centrale qui en train de la cannibaliser en attirant ses nuages de gaz froid et de poussière qui forment de gigantesque jets et des filaments qu'on distingue en rouge et en bleu sur la photographie.

La quantité de gaz contenu dans un filament type est d'environ 1 million de masses solaires. Ils mesurent plus de 200 années-lumière de large et sont souvent rectilignes et s'étendent jusqu'à 20000 années-lumière.

Ces filaments se sont formés lorsque le gaz froid présent dans le noyau de la galaxie a été entraîné dans le sillage du trou noir.

Les astronomes se sont longtemps demandés comment des filaments aussi délicats résistaient dans un environnement aussi hostile depuis plus de 100 millions d'années.

En 2008, des astronomes ont suggéré qu'un champ magnétique puissant maintient le gaz ionisé en place, empêchant la force de gravitation de les disloquer.

Des réseaux de filaments similaires ont été découverts autour d'autres galaxies d'amas plus éloignées. Il ne s'agit donc pas d'un phénomène isolé.

La galaxie naine LEDA 677373

A environ 14.8 millions d'années-lumière se trouve la petite galaxie LEDA 677373 alias HIDEEP J1337-3320. Il s'agit d'une galaxie naine de seulement 1430 années-lumière de diamètre membre du Groupe Centaurus A/Messier 83, un groupe complexe de galaxies à cheval entre les constellations de l'Hydre, du Centaure et de la Vierge.

Comme on le voit ci-dessous à gauche sur cette image prise en 2016 par le Télescope Spatial Hubble, LEDA 677373 rassemble quelqes étoiles pâles et du gaz lui donnant une coloration bleue. Elle compte parmi les galaxie naines bleues compactes ou BDC. Ces galaxies ont d'étranges propriétés mais étant donné leurs petite dimensions, seules les plus proches, celles appartenant au Groupe Local de galaxies peuvent êtrre étudiées.

A gauche, la galaxie naine LEDA 677373 située dans la constellation du Centaure à 14.8 millions d'années-lumière. La galaxie couvre environ 10". A droite, une image du champ de LEDA 677373 (marquée par la croix verte) et de M83 (en haut de l'image de magnitude 7.6 et couvrant 11'x10') située à 15 millions d'années-lumière. Le champ couvre environ 6°. Il s'agit du compositage d'une image du catalogue Simbad et de M83 photographiée avec une lunette apochromatique Officina Stellaire HiPer de 105 mm f/6.2 (temps d'intégration total de 1 heure à 1600 ISO avec calibration et traitement d'image).

LEDA 677373 contient une grande quantité de gaz qui pourrait former des étoiles. Toutefois, comme le disent les astronomes, cette galaxies "refuse obstinément" d'en former. Pour comprendre pourquoi, les astronomes l'ont étudiée à différentes longueurs d'ondes afin de déterminer l'âge de ses étoiles. Leurs observaztions ont montré que cette galaxie existe au moins depuis 6 milliards d'années et a donc eu tout le temps de former des étoiles.

Si elle n'a pas formé plus d'étoiles ce n'est pas parce que LEDA 677373 était "obstinée" mais plutôt parce qu'elle fut l'infortunée victime de la galaxie spirale barrée toute proche M 83 située à 15 millions d'années-lumière soit à 200000 a.l. de distance qui semble lui avoir extirpé tout son gaz, l'empêchant de former de nouvelles étoiles.

NGC 4631

Concernant l'influence des champs magnétiques sur la morphologie des galaxies, on trouve de beaux exemples de leurs effets dans les galaxies spirales vues de profil ou de face. 

L'une des premières preuves de cette influence fut apportée en 1988 par l'équipe de E.Hummel de l'Institut Max Planck de Radioastronomie (MPIFR) qui étudia l'émission radioélectrique polarisée de la "galaxie de la Baleine", NGC 4631 alias Caldwell 32 présentée ci-dessous à gauche, située à environ 25 millions d'années-lumière dans les Chiens de Chasse.

Cette galaxie présente de grands lobes radioélectriques perpendiculaires à son plan qui correspondent aux émissions du gaz chaud qui l'enveloppe. et uniquement détectable par ses émissions X. En lumière blanche, cette galaxie présente des bandes de poussières obscures.

Quand on superpose les trois images, on constate que les nuages de poussières s'alignent verticalement suivant les lignes du champ magnétique (cf. Y.Sofue, PASJ, 1987).

Des effets similaires ont été observés dans la galaxie NGC 253 du Sculpteur par C.L.Carilli et al. ou encore dans NGC 4666  par M.Dahlem et al.

A gauche, la galaxie NGC 4631 présentant des bandes de poussières alignées verticalement dans le sens des lignes du champ magnétique. Au centre, la combinaison des images visibles et X de la galaxie NGC 4631 révèle son immense halo de gaz chaud de 2.7 millions de degrés. Les régions où naissent les étoiles apparaissent en rouge et en blanc. A droite, NGC 253 photographiée avec un télescope RCOS de 400 mm f/11.3. Documents SDSS et NASA/STScI/Chandra et Star Shadows Remote Observatory/CTIO.

En revanche, d'autres galaxies vues de profil comme NGC 891, NGC 3628, NGC 4945, NGC 5775 ou NGC 1808 vue de biais, ne possèdent pas ces halos radioélectriques. Comme la Voie Lactée, ces galaxies présentent un disque épais situé à environ 1 kpc soit 3200 années-lumière au-dessus du plan galactique et composé de vieilles étoiles. Dans la plupart des cas, le champ magnétique est approximativement aligné dans le plan du disque.

M33

Un autre bel exemple de l'influence de ce champ magnétique et de la poussière sur la morphologie et la formation de certaines galaxies est donné par M33, l'une des galaxies les plus proches située à environ 2.9 millions d'années-lumière dans la constellation du Triangle. C'est une petite galaxie spirale (type SA(s)cd) qui contient environ 40 milliards d'étoiles soit six fois moins que la Voie Lactée.

La photographie présentée à droite est une combinaison en fausses couleurs d'une image enregistrée par le HST et le télescope Spitzer. Le canal bleu correspond à l'UV lointain émis par les jeunes étoiles irradiant l'espace d'une lueur bleue, le canal vert correspond au proche UV des étoiles d'âge intermédiaire illuminant l'espace d'une lueur verte et le canal rouge correspond à l'émission infrarouge de la poussière riche en molécules organiques.

L'image met en évidence (en rouge) les zones chaudes où la poussière a aborbé le rayonnement UV des jeunes étoiles situées dans les bras de la galaxie.

 Dans certaines régions de M33, on observe de grandes quantités de poussière ce qui suggère que soit les jeunes étoiles sont cachées par les nuages obscurs soit que des étoiles plus éloignées réchauffent la poussière. Dans certaines régions extérieures de la galaxie (en vert-bleu), c'est le contraire : il y a des nurseries de jeunes étoiles et très peu de poussière.

Enfin, une étude au radiotélescope confirme que les bras de M33 s'alignent le long des lignes de forces du champ magnétique.

A gauche, combinaison des images UV, visibles et IR de la galaxie M33. Les zones chaudes sont codées en rouge. Document NASA/JPL. A droite, l'amas Abell 2151 du superamas d'Hercule. Photographie réalisée par Bob Franke avec un télescope RCOS de 317 mm f/9. Temps d'intégration total LRGB de 12.2 heures.

Abell 2147 et 2151

Uun autre phénomène de balayage du gaz se manifeste également dans les deux amas de galaxies Abell 2147 et Abell 2151 situés au coeur du superamas d'Hercule comprenant environ 200 galaxies situées entre 430 et 500 millions d'années-lumière, l'ensemble faisant partie du "Grand Mur CfA".

Dans l'amas Abell 2147, le gaz interstellaire de nombreuses galaxies est plus chaud que le gaz intra-amas, ce qui explique qu'il domine sur l'évaporation thermique liée au déplacement des galaxies dans le gaz chaud intra-amas.

Dans l'amas Abell 2151 présenté  présentée ci-dessus à droite, on découvre beaucoup de galaxies spirales mais peu d'elliptiques. C'est un jeune amas de galaxies baignant dans un milieu riche en gaz et en poussière.

Etant donné son âge, la densité de galaxies par volume d'espace est encore faible et le rayonnement X est moins intense que dans l'amas Abell 2147. Toutefois, bien que l'attraction gravitationnelle n'ait pas encore resserré les membres du groupe et balayé le gaz des galaxies par la pression dynamique, Abell 2151 contient quelques galaxies en interactions (par ex. NGC 6050-IC 1179, NGC 6040A/B, NGC 6043A/B, NGC 6045-NGC 6045B-NGC 6045C, etc).

Dans les deux cas, on constate que le processus de balayage du gaz contenu dans les galaxies est plus puissant que l'interaction gravitationnelle qui interagit entre elles.

Ces divers exemples supportent l'idée que l'évolution de la morphologie d'une galaxie dépend non seulement des interactions gravitationnelles qu'elle peut entretenir avec ses voisines mais également de l'intensité et de l'origine de la pression dynamique, qu'elle soit issue d'un processus de balayage ou d'évaporation thermique du gaz. Le champ magnétique joue également un rôle en bloquant la dispersion du gaz et en s'opposant dans une certaine mesure aux effets du champ gravitationnel.

Voyons à présent le cas particulier de la formation des galaxies elliptiques qui pose quelques problèmes aux astrophysiciens depuis quelques décennies.

Prochain chapitre

La formation des galaxies elliptiques

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