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L'univers des galaxies
La formation des galaxies elliptiques (VII) Un autre problème qui occupe les astrophysiciens depuis plusieurs décennies concerne la formation des galaxies elliptiques. Comme pourrait le sous-entendre la classification des galaxies de Hubble, il ne s'agit pas du tout du premier stade évolutif des galaxies mais le résultat d'une évolution bien plus complexe. La majorité des étoiles de l'Univers actuel résident dans de ce que les scientifiques appellent des sphéroïdes, les bulbes des galaxies spirales et les galaxies elliptiques. Leur formation est toujours un problème non résolu. On a longtemps cru que les galaxies elliptiques étaient le résultat des interactions entre galaxies et d'une relaxe progressive du système durant parfois plus d'une dizaine de milliards d'années. Si cette théorie s'applique à la majorité des galaxies elliptiques proches, elle n'explique pas la formation des galaxies elliptiques géantes dans l'univers primitif. Formation des galaxies elliptiques géantes primitives Les astrophysiciens soupçonnent depuis longtemps que les galaxies à redshift élevé (z = 6 et supérieurs, c'est-à-dire évoluant dans un Univers âgé d'à peine 942000 ans) sont liées à la formation de sphéroïdes. Mais la preuve de ce lien était jusqu'à présent entravée par un obscurcissement important par la poussière les rendant incaccessibles aux télescopes travaillant en lumière visible. Seuls la radioastronomie submillimétrique telle l'installation ALMA et les télescopes spatiaux travaillant en infrarouge moyen ou lointain permettent de percer ces nuages denses et de cartographier leur noyau. Dans une étude publiée dans la revue "Nature" en 2024 (en PDF sur arXiv), une équipe internationale de chercheurs analysa plus de 100 galaxies Starbursts (à sursauts d'étoiles) évoluant dans l'univers primitif entre 0.9 ≤ z ≤ 5.9, c'est-à-dire entre respectivement 6.3 et 0.962 milliards d'années après le Big Bang, une époque surnommée le "Midi Cosmique" (Cosmic Noon). Ils ont découvert des preuves montrant que les vieilles galaxies elliptiques peuvent se former à partir d'une intense formation d'étoiles dans les premiers noyaux de galaxies. Les chercheurs ont utilisé les données d'ALMA entre 240 et 340 GHz (bandes 6 et 7), des images d'archives des catalogues A3COSMOS et A3GOODSS (cf. S.Adscheid et al., 2024) et celles prises par le JWST auxquelles ils ont appliqué une nouvelle méthode pour analyser la distribution de la lumière émise par ces galaxies lointaines et très lumineuses. Ils ont ensuite comparé ces résultats à des modélisations.
Les chercheurs ont constaté que "les profils de luminosité de surface de ces galaxies s'écartent considérablement de ceux des disques exponentiels et de la distribution à rapport d'axe élevé et asymétrique." En d'autres termes, à l'inverse des galaxies spirales, dans ces galaxies Starbursts, la luminosité ne décroît pas de manière exponentielle à mesure qu'on s'éloigne du centre et le rapport entre les axes et leur distribution de luminosité ne ressemblent pas à ceux des galaxies à disques mais à ceux des galaxies elliptiques. Selon les chercheurs, "La majorité de ces galaxies sont entièrement triaxiales plutôt que des disques plats : le rapport entre l'axe le plus court et le plus long de leurs trois axes est de 0.5 en moyenne, et augmente avec la compacité spatiale. Ces observations, appuyées par des simulations, révèlent une voie cosmologiquement pertinente pour la formation de sphéroïdes in situ à travers des sursauts d'étoiles probablement déclenchés de préférence par des interactions (et des fusions) agissant sur des galaxies alimentées par des flux d'accrétion de gaz non-coplanaires." Autrement dit, les chercheurs ont découvert que les sphéroïdes lointains sont directement générés par la formation d'étoiles dans les noyaux de galaxies Starbursts très lumineuses. Ces sphéroïdes se sont formés directement par des interactions entre galaxies à partir des courants de gaz froid. Ce gaz tombant sur le noyau qui abrite vraisemblablement un trou noir massif ou supermassif n'est pas aligné dans le plan principal (coplanaire) comme dans le cas des galaxies à disque.
Selon Annagrazia Puglisi de l'Université de Southampton et coautrice de cet article, "il est probable que de grands flux de gaz froid et des collisions entre galaxies dans l'univers primitif aient créé ces systèmes géants. La collision de deux galaxies à disque provoqua l'enfoncement du gaz, le carburant à partir duquel les étoiles se forment, vers leur centre, générant des milliards de nouvelles étoiles. Ces collisions cosmiques se sont produites il y a environ 8 à 12 milliards d'années, lorsque l'Univers était dans une phase beaucoup plus active de son évolution. [...] C'est la première preuve réelle que les sphéroïdes se forment directement à travers des épisodes intenses de formation d'étoiles situés au cœur de galaxies lointaines. Les astrophysiciens cherchent à comprendre ce processus depuis des décennies. Ces galaxies se forment rapidement : le gaz est aspiré vers l'intérieur pour alimenter les trous noirs et déclenche des explosions d'étoiles, qui se créent à un rythme dix à cent fois plus rapide que notre Voie Lactée." Les chercheurs vont à présent combiner ces données avec celles des télescopes JWST et Euclid et celles du futur télescope "Xuntian" (le Croiseur des cieux) ou CSST de 2 m de diamètre (à peu près équivalent au HST de 2.4 m mais offrant un champ plus vaste) qui sera installé sur la station spatiale chinoise Tiangong en 2025 afin de cartographier les composants stellaires de ces sphéroïdes. Ils espèrent obtenir une image plus complète de la formation des galaxies primitives et améliorer notre compréhension de la façon dont l'Univers a évolué depuis le Big Bang. Interactions gravitationnelles et stripping Concernant les galaxies elliptiques formées plus récemment et donc proches, les deux processus de stripping (balayage du gaz par les vents stellaire et intra-amas) n'affectent que le gaz des galaxies et ne perturbent pas les étoiles tandis que les interactions gravitationnelles violentes perturbent la masse d'une galaxie, et donc y compris ses étoiles et leur taux de formation, ce qui explique la transformation morphologique radicale que connaissent certaines galaxies en interactions. Mais une analyse détaillée de différents types de galaxies d'amas montre que les spirales sont plus affectées par le processus de stripping que les elliptiques et qu'en passant près du centre des amas, les gaz et même les étoiles sont littéralement arrachés des galaxies comme nous l'avons expliqué. Du fait que l'univers observable contient une plus grande proportion de galaxies spirales que d'elliptiques (77% contre ~20% selon le SDSS), on pourrait penser que le processus de balayage du gaz interstellaire a moins d'effet que l'interaction gravitationnelle entre galaxies. Pour appuyer cette idée, on constate que de grandes galaxies contiennent plusieurs noyaux ou d'innombrables étoiles bleues dans leurs bras ou dans leur anneau extérieur, signes évidents qu'elles ont cannibalisé de plus petites galaxies (fusion mineure). Bien que l'hypothèse du mergeur décrite précédemment (page 4) explique assez bien les propriétés qualitatives des galaxies elliptiques, certains détails ne peuvent s'expliquer par cette seule théorie. Ainsi, la densité spatiale du bulbe des galaxies spirales est inférieure à celle des elliptiques. Sachant qu'une relaxe violente préserve la densité spatiale, les résidus des galaxies ayant fusionnées présentent une densité trop faible pour expliquer la densité des galaxies elliptiques. De plus, le nombre d'amas globulaires par unité de luminosité est supérieur pour les elliptiques que pour les spirales. Enfin, en raison des vitesses relatives élevées des galaxies au sein des amas, les mergeurs devraient être moins nombreux dans ces environnements alors que ce sont les régions où le pourcentage de galaxies elliptiques est le plus élevé. Comment dès lors expliquer qu'une fusion puisse aboutir à la formation d'une galaxie elliptique ? Des experts en simulations numériques se sont penchés sur ce problème. On constate que si effectivement la densité spatiale stellaire est préservée durant la fusion, cette contrainte ne s'applique pas au gaz interstellaire. En effet, le gaz peut dissiper l'énergie, créant des courants vers le coeur de la galaxie. Les étoiles qui seraient créées durant ce processus peuvent augmenter localement la densité stellaire et en théorie produire un noyaux elliptique. Les interactions induites par ces étoiles en formation peuvent également générer un nombre d'amas globulaires différent dans les spirales et les elliptiques.
Les observations faites grâce aux télescopes spatiaux indiquent que les galaxies en collisions peuvent générer un grand nombre d'amas stellaires, jeunes et compacts. Si ces amas peuvent survivre à l'environnement chaotique des chocs de marée et à la perte de masse, ils pourraient devenir les germes des vieux amas globulaires qu'on observe dans le halo des galaxies elliptiques. Finalement, le problème de la vitesse élevée des galaxies au sein des amas peut être résolu en tenant compte de l'évolution hiérachique des structures. Ainsi, les amas de galaxies sont les derniers objets à se former; d'abord les galaxies se forment et se rassemblent dans de petits groupes qui fusionnent ensemble pour former un plus grand amas de galaxie. Les mergeurs qui ont donné naissance aux elliptiques qu'on retrouve au coeur des amas de galaxies étaient probablement réunies bien plus tôt en petits groupes (avec de faibles vitesses de dispersions), avant que l'amas ne forme une seule structure relaxée, dite virialisée (cf. le théorème du viriel). Bien entendu, dans l'univers où toutes les structures se forment hiérarchiquement, tous les objets se forment par accrétion, fusion ou coalescence de plus petites stuctures. Partant de ce fait, il peut être plus raisonnable de ne pas se demander si les mergeurs ont formé les elliptiques, ce qui paraît évident, mais plutôt quel type de mergeur forme les elliptiques ? En effet, cette nuance est basée sur les observations indiquant que les galaxies elliptiques des amas ont dû se former très tôt, peut-être même antérieurement à la formation des disques des galaxies massives. Si c'est le cas, les fusions de ces très anciennes galaxies étaient probablement très différentes de celles des galaxies qu'on observe aujourd'hui à courte distance, ce que nous validerons un peu plus loin. C'est parce que le temps d'effondrement d'une galaxie est plus rapide dans les régions galactiques très denses que les elliptiques d'amas et du champ (les isolées) se forment sur des échelles de temps différentes et auraient, dans l'hypothèse des fusions par mergeur, des progéniteurs ou ancêtres différents. Les elliptiques d'amas pourraient se former par l'assemblage rapide de nombreuses petites galaxies, tandis que les elliptiques du champ se formeraient selon un processus plus classique de fusion majeure ou mineure. Mais il s'agit toujours d'hypothèses de travail. La question de savoir si les galaxies elliptiques se sont ou non formées à partir de fusions majeures reste ouverte, et ce depuis bientôt un demi-siècle. On tentera de répondre à cette question dans un instant, mais avant nous devons décrire une galaxie elliptique emblématique, l'une des plus gandes de l'univers, IC 1101. La galaxie elliptique géante IC 1101 Le 17 juin 1790, William F. Herschel découvrit une nébulosité pâle et arrondie d'environ 30" d'arc dans la constellation du Serpent (qui s'étend à travers l'équateur céleste près de la Vierge) présentant une magnitude apparente de 14.7. Un siècle plus tard, en 1895, bien que ne pouvant l'identifier formellement mais présumant qu'il s'agissait d'un objet du ciel profond, John L. Dreyer l'ajouta au catalogue des Nébuleuses et Amas d'Etoiles sous le numéro IC 1101.
Ce n'est qu'en 1932 et suite aux travaux d'Edwin Hubble sur les "nébuleuses extragalactiques" qu'une étude minutieuse d'IC 1101 permit de découvrir qu'il s'agissait en fait d'une galaxie elliptique de type E3 (mais classée cD, Cluster Diffuse, en raison de son aspect diffus au centre d'un amas). Des mesures plus récentes ont évalué sa distance propre (temps de regard) à environ 1.07 milliard d'années-lumière et sa vitesse (comobile) à environ 23370 km/s. IC 1101 se trouve au centre de l'amas de galaxies Abell 2029. Grâce aux techniques modernes, sa masse et sa dimension ont été réestimées. IC 1101 mesure 6 millions d'années-lumière de diamètre (et non pas 8 millions d'a.l.); elle est 4 fois plus grande que M87, 30 fois plus grande que la galaxie d'Andromède et 60 fois plus grande que la Voie Lactée ! IC 1101 contiendrait 100 mille milliards d'étoiles (contre 2000 milliards auparavant), soit 250 à 500 fois plus que la Voie Lactée et serait 2000 fois plus massive que notre Galaxie ! IC 1101 est non seulement l'une des galaxies les plus grandes (derrière quelques radiogalaxies géantes) et les plus massives de l'univers (derrière certains quasars tels ceux du groupe U1.27) mais c'est également l'une des plus brillantes dans l'absolu. En effet, c'est la galaxie la plus brillante de l'amas Abell 2029. A elle seule, la luminosité d'IC 1101 représente 25% de la lumière émise par les milliers de galaxies que contient cet amas ! Le coeur d'IC 1101 est également une puissante radiosource vraisemblablement associée à un trou noir supermassif de 40 à 100 milliards de masses solaires (cf. B.T. Dullo et al., 2017). La forme et la couleur de cette galaxie trahissent son grand âge. En effet, la galaxie IC 1101 est tellement vaste et massive que de "petites" galaxies d'une taille similaire à la Voie Lactée ou de la galaxie d'Andromède l'ont percutée et ont finalement fusionné avec elle, transformant graduellement sa forme spirale en une forme elliptique avec des structures à peine visibles. Du rapprochement des premières galaxies à leur fusion, le processus d'interaction a probablement duré entre 5 et 8 milliards d'années selon la taille des galaxies. Bien que très âgée, grâce à ces fusions et ces apports de gaz légers, cette immense galaxie continue à former de nouvelles étoiles. Mais elle comprend surtout de nombreuses étoiles riches en métaux dont la majorité sont âgées d'environ 11 milliards d'années (plus du double du Soleil) et présentent une couleur jaune-dorée qui lui a donné cette couleur typique. A moins que d'autres jeunes galaxies ne fusionnent avec elle, dans quelques milliards d'années les vieilles étoiles qu'elle abrite s'éteindront et IC 1101 finira par se dissiper dans le vide du cosmos. Des galaxies bleues, vertes et rouges
La couleur des galaxies a-t-elle une signification ? Indépendamment de l'effet du décalage Doppler, on constate que les galaxies présentent une grande variété de couleurs. Pour rappel, un diagramme couleur-magnitude des galaxies permet de représenter la relation entre la couleur (l'indice de couleur) et la magnitude absolue (luminosité intrinsèque) des galaxies. En 2001, sur base de l'analyse de la couleur de 147920 galaxies plus brillantes que la magnitude 21 (g) extraites du sondage SDSS, l'équipe d'Iskra Strateva présenta dans "The Astronomical Journal", un diagramme couleur-magnitude distinguant les galaxies spirales dites "bleues" des elliptiques dites "rouges". En 2003, dans le cadre du sondage spectrométrique COMBO-17 de l'Institut Max Planck, l'équipe d'Eric F. Bell clarifia la distribution bimodale des galaxies bleues et rouges du sondage SDSS et dans les analyses morphologiques des galaxies de Gérard de Vaucouleurs de 1961. Cette distribution révèle trois populations distinctes d'étoiles : -
Le "Nuage bleu" : contient des galaxies bleues, souvent spirales,
avec une forte activité de formation d'étoiles (SFR > ~20 M -
La "Séquence rouge" : comprend principalement des galaxies dites rouges,
généralement elliptiques, caractérisées par une faible formation d'étoiles
(SFR < ~1 M - La "Vallée verte" : une zone intermédiaire moins peuplée, occupant l'espace entre les populations du Nuage bleu et de la Séquence rouge. Les galaxies situées dans la "vallée verte" sont considérées comme étant en transition entre les galaxies formant des étoiles à un taux SFR élevé (nuage bleu) et celles où la formation stellaire est quasi inexistante (séquence rouge). Cette transition peut être due à divers processus, tels que l'épuisement du gaz, les interactions gravitationnelles (fusions) et l'activité des AGN abritant un trou noir supermassif (cf. la co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs. Notons que la Voie Lactée et la galaxie d'Andromède M31 par exemple se trouvent dans la "vallée verte", suggérant un faible taux de formation stellaire. Pour comprendre dans quelle mesure l'âge des étoiles et leur composition influencent la couleur des galaxies, en 2016 une équipe d'astronomes dirigée par James Trayford de l'Institut ICC de Durnham étudia leur évolution sur ordinateur grâce au programme EAGLE et obtint notamment les résultats présentés ci-dessous : une galaxie bleue, une verte et une jaune, dite "rouge". Selon ces simulations, il apparaît que la couleur d'une galaxie déduite de son indice de couleur est un bon indice pour déterminer comment elle évolue. Alors que les galaxies bleues et rouges sont relativement communes, il existe très peu de galaxies vertes. Selon Trayford, ces dernières sont dans une phase critique de leur évolution où elle sont en train de virer du bleu au rouge. Ces galaxies seraient dans une phase intermédiaire entre les galaxies bleues relativement pauvres en métaux (et donc contenant de nombreuses étoiles jeunes et du gaz) et les galaxies rouges composées d'étoiles plus riches en métaux et donc plus âgées (elles ont brûlé ou perdu l'essentiel de leur combustible).
Les simulations montrent que du fait que les étoiles se forment à partir de nuages de gaz denses, il faut un mécanisme très puissant pour détruire cette réserve de gaz et provoquer un changement important de la couleur d'une galaxie. Trayford et son équipe ont constaté que les petites galaxies vertes sont violemment secouées par l'attraction gravitationnelle d'un objet massif proche provoquant le dépouillement ou plutôt l'arrachage (stripping) de leur gaz. En revanche, les grandes galaxies vertes peuvent s'autodétruire dans d'immenses explosions provoquées par les trous noirs supermassifs situées dans leur noyau qui attire le gaz jusqu'à disloquer la galaxie. Il y a toutefois un petit espoir pour ces galaxies vertes car certaines d'entre elles ont l'opportunité d'absorber de nouveaux nuages de gaz libérés dans leur environnement. Dans ce cas, la galaxie peut relancer la formation d'étoiles et de systèmes planétaires et reprend graduellement une couleur bleue. Notons que ces simulations permettent non seulement d'étudier l'évolution des galaxies du champ (isolées) mais chaque composante affectuant la couleur pouvant être supprimée, EAGLE permet également d'étudier les galaxies en absence de poussière qui empêchent le rayonnement de s'évader des galaxies ou l'effet de stripping induit par les galaxies proches quand elles sont rassemblées en amas, phénomène parfois très spectaculaire que nous allons décrire page suivante. Ces simulations expliquant la couleur et la morphologie de certaines galaxies, selon Trayford "les simulations d'EAGLE représentent un nouveau degré de réalisme et permettent d'appliquer avec plus de confiance ses résultats à l'Univers réel." Le tableau suivant décrit la relation entre la morphologie des galaxies et leur classe spectrale et confirme que la couleur est un bon indicateur de leur stade évolutif. Nous verrons ci-dessous qu'il existe également un lien entre la forme des galaxies et l'âge des étoiles qu'elles contiennent.
Ainsi qu'on le constate, l'étude de la morphologie des galaxies comme de leur couleur apporte de nombreuses éléments sur l'origine de leur structure et leur évolution. Nous allons trouver d'autres indices en analysant l'effet de la pression dynamique mais cette fois à l'échelle des amas de galaxies, dans lesquels on retrouve plus de galaxies elliptiques au centre des amas et une majorité de galaxies spirales en périphérie. Cela suggère déjà que les galaxies d'amas n'évoluent pas de la même manière que les galaxies du champ. Un lien entre la forme des galaxies et l'âge de leurs étoiles L'astrophysicien Jesse van de Sande de l'Université de Sydney et ses collègues ont décrit dans une étude publiée dans la revue "Nature" en 2018, les résultats d'un sondage portant sur 843 galaxies de différents types et de tous les âges visant à étudier la morphologie des galaxies et les propriétés de leurs étoiles. Utilisant le télescope australien AAT de 4 m et les résultats de plusieurs sondages spectroscopiques à champ intégral, ils ont découvert un lien entre la forme intrinsèque des galaxies et l'âge de leurs étoiles.
Van de Sande et ses collègues ont notamment découvert que dans les galaxies spirales géantes et à forte ellipticité, les étoiles se déplacent de manière très ordonnée alors que dans les types opposés et en particulier dans les galaxies faiblement elliptiques, les étoiles présentent des mouvements plus désordonnés et aléatoires. Nous savons depuis le début du XXe siècle et les travaux précurseurs de Pickering, Hertzsprung et Russell, que la couleur des étoiles varie en fonction de leur âge et au milieu du XXe siècle on découvrit qu'il en est de même pour les galaxies : plus elles sont rouges plus elles sont âgées. Comme on le voit à gauche, en reportant dans un graphique l'âge et les mouvements des étoiles ainsi que la forme des galaxies, les chercheurs ont découvert que le seul paramètre déterminant le déplacement plus ou moins ordonné ou aléatoire des étoiles permettait de déterminer la forme des galaxies et en corollaire qu'il existe un lien entre l'âge des étoiles et la morphologie des galaxies, cette tendance s'appliquant à toutes les galaxies, qu'elles soient naines ou très massives ou même dépourvue de bulbe. Les chercheurs ont constaté que cette corrélation s'applique également à la Voie Lactée qui présente un disque mince enveloppé dans un disque épais. Les étoiles contenues dans le disque mince sont plutôt jeunes et leurs vitesses sont très peu dispersées; elles ont des mouvements très ordonnées et des orbites quasi-circulaires et en corotation autour du noyau. A l'inverse, les étoiles du disque épais sont plus âgées et ont pour la plupart migré du disque mince et accusent de ce fait une plus grande dispersion de vitesses. On observe donc que les étoiles âgées évoluent dans des environnements moins ordonnées et des structures plus épaisses que les jeunes étoiles. Ces résultats pourraient conduire les astronomes à réviser leurs théories actuelles sur l'évolution galactique et la manière dont se forment le bulbe central et les bras spiralés. Cela pourrait également conduire à une refonte des modèles concernant l'évolution cosmique et, qui sait, les modèles de notre propre Galaxie. Cela pourrait même conduire les astronomes à revoir ce qu'il adviendra dans quelques milliards d'années, lorsque la Voie Lactée entrera en collision avec M31. Contribution des étoiles géantes TP-AGB à la lumière des galaxies lointaines En 2005, Claudia Maraston, aujourd'hui professeure d'astrophysique à l'Institut de cosmologie et de gravitation de l'Université de Portsmouth publia des modèles de galaxies qui suscitèrent une controverse à l'époque en raison de leurs différences significatives par rapport aux théories existantes (cf. C.Maraston, 2005). Or voilà qu'en 2024, de nouvelles observations faites grâce au télescope spatial James Webb (JWST) confirmèrent l'exactitude de ces modèles qui résolvent un débat de longue date sur la contribution de certains types particuliers d'étoiles aux émissions des galaxies lointaines, offrant un nouvel éclairage sur la formation et l'évolution des galaxies (cf. S.Lu et al., 2024). Maraston déclara à ce sujet : "Mes modèles, qui étaient assez différents de ce qui était disponible dans la littérature, furent débattus pendant des années. Nous avons toujours pensé que le test ultime viendrait de l'observation de galaxies lointaines avec la résolution élevée dont le JWST est désormais capable." En
effet, grâce au JWST, une équipe internationale d'astronomes dirigée par la doctorante
Shiying Lu de l'Université de Nanjing en Chine étudia avec le JWST trois jeunes
galaxies âgées d'environ 1 milliard d'années, massives (~1010
M Pour Maraston, "ce résultat est un triomphe personnel après 20 ans de débats et de discussions. C'est incroyablement satisfaisant de disposer enfin des données qui confirment les modèles que nous avons développés il y a si longtemps."
Les auteurs précisent que les spectres des galaxies présentés ci-dessus sont affichés dans le référentiel de repos (rest-frame spectrum) et donc ils ne correspondent pas aux spectres observés. En fait, un spectre dans le référentiel de repos représente la lumière de la galaxie comme si elle n'était pas affectée par l'expansion de l'Univers, c'est-à-dire sans décalage Doppler vers le rouge. Cela correspond aux longueurs d'ondes "intrinsèques" des raies d'émission et d'absorption de la galaxie, telles qu'elles seraient mesurées si la galaxie était immobile par rapport à l'observateur. Le "rest-frame spectrum" est très utile pour comparer les caractéristiques des galaxies sans l'effet Doppler, permettant ainsi d'étudier leurs propriétés physiques de manière plus précise. La découverte des chercheurs est une percée cruciale pour comprendre la véritable physique des galaxies : quand elles se forment, quelle est leur taille et comment elles évoluent. Cette découverte a aussi des implications plus générales sur la façon dont les astrophysiciens déterminent les propriétés clés des galaxies et offre de nouvelles perspectives sur la composition stellaire de ces galaxies. Enthousiasmée par ces résultats, Maraston précise : "C'est la première fois que nous sommes capables de voir le spectre d'émission complet de ces galaxies avec une telle précision. Une de ces galaxies est si massive et lumineuse que nous la voyions avec une meilleure résolution que les galaxies plus proches avec des télescopes au sol. Le signal est si clair que nous avons vu des caractéristiques spectrales détaillées qui étaient auparavant impossibles à détecter [avec le HST]. Cela a vraiment mis en valeur le JWST dans toute sa splendeur !" Maraston a encore déclaré : "Je ne suis pas une observatrice, mais voir à quoi ressemble une galaxie si lointaine est époustouflant. Pour une astrophysicienne, voir ce détail – voir les absorptions de carbone, de titane et de sodium en détail – est incroyable." Quand on connait la difficulté de déjà prendre des spectres stellaires de qualité, on comprend l'émotion que ressent Maraston en parvenant à prendre des spectres en haute résolution de galaxies aussi éloignées. Le succès de ces observations valut à l'équipe de Maraston du temps d'observation supplémentaire sur le JWST, et elle lancera prochainement une étude plus vaste de 100 galaxies supplémentaires pour affiner et améliorer encore les modèles à la lumière de ces nouvelles observations. Dans certaines circonstances, les galaxies libèrent d'énormes quantités de matière dans leur environnement, phénomène consécutif aux explosions d'étoiles massives. Dans un article publié dans la revue "Nature" en 2023, Yucheng Guo de l'ENS de Lyon et ses collègues ont démontré pour la première fois que ces vents galactiques sont fréquents bien que rarement observés. En examinant un échantillon d'environ 100 galaxies à z ~ 1 soit une distance propre d'environ 7.8 milliards d'années-lumière à l'aide de l'instrument MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) du VLT de l'ESO, les chercheurs ont détecté l'émission de Mg II qui suggère une émission de gaz ou outflow à des échelles physiques supérieures à 10 kpc. Ces structures présentent une forme en double cône caractéristique des vents galactiques comme illustré ci-dessous à droite. Cependant, ceux-ci ne sont visibles que dans des raies spectrales spécifiques de la lumière et seulement si la sensibilité du capteur est extrêmement élevée. Jusqu'à présent, très peu de cas de ce type étaient connus, la plupart d'entre eux ayant également été découverts avec l'instrument MUSE.
Dans l'échantillon de galaxies étudié par les auteurs, le gaz galactique s'écoule vers l'extérieur des galaxies jusqu'à des distances supérieures à 30000 années-lumière. Le signal détecté dépend fortement de l'orientation de la galaxie par rapport à la ligne de visée : si le système est vu de profil, il y a une forte émission au-dessus et en dessous du plan de la galaxie, alors que pour les galaxies vues de face, le signal est plus faible et isotrope. Ces observations confirment la forme bipolaire prédite théoriquement des flux sortants perpendiculaires au plan de la galaxie. Les calculs théoriques prédisent que les flux sortants ont une forme bipolaire qui s'étend de part et d'autre du plan galactique jusqu'à plusieurs kiloparsecs dans le milieu circumgalactique (CGM). Des formes similaires ont également été observées directement dans certaines galaxies proches, comme M82 de la Gande Ourse et même dans la Voie Lactée. Les flux galactiques ont généralement une faible densité de gaz et une faible luminosité de surface et sont donc difficiles à observer en émission vers des redshifts élevés. Avec les moyens actuels, les astronomes ne peuvent voir que les régions les plus internes et ne peuvent pas obtenir une image globale. Selon Lutz Wisotzki, responsable de la section Galaxies et quasars à l'Institut Leibniz d'Astrophysique de Potsdam (AIP) et coauteur de cet article, "MUSE nous montre que de tels flux à l'échelle galactique sont présents dans presque toutes les galaxies formant des étoiles. De plus, les nouveaux résultats nous permettent de reconnaître exactement quelle taille et quelle forme ont généralement ces vents galactiques. Jusqu'à présent, cela n'était possible que dans de très rares cas extrêmes." Selon
les auteurs, "cet écoulement à l'échelle CGM est répandu parmi les galaxies
de masse stellaire M* On pense que les gaz sortants jouent un rôle crucial dans l'évolution des galaxies en régulant l'accumulation de matière et la formation d'étoiles. Les simulations de la formation des galaxies prédisent que dans l'univers primitif, le phénomène des vents galactiques s'est produit beaucoup plus fréquemment et fortement que de nos jours. En raison du taux très élevé de formation d'étoiles dans les jeunes galaxies, il y a davantage d'explosions de supernovae et donc des flux sortants plus forts. Ceux-ci transportent le gaz et l'énergie d'une galaxie vers son environnement, la privant ainsi du carburant nécessaire à la formation ultérieure d'étoiles, tout en enrichissant son environnement circumgalactique. Ce processus de rétroaction est vraisemblablement un élément clé de la formation et de l'évolution des galaxies, mais il est peu étudié en raison de la difficulté de détecter le phénomène. Lien entre le rayonnement UV et les supervents dans certaines galaxies Les astronomes ont découvert dans certains galaxies stellairement très actives comme les galaxies Starbursts et de Markarian des supervents soufflant jusqu'à 3000 km/s soit 1% de la vitesse de la lumière. C'est par exemple le cas dans NGC 2366, une galaxie naine bleue compacte ou BCD (Blue Compact Dwarf) dans laquelle se trouve la région ionisée Mrk 71 qui renferme deux jeunes amas stellaires encore tout auréolés de gaz comme on le voit sur les photos présentées ci-dessous. NGC 2366 est de magnitude apparente 11.4 et se situe à 10 millions d'années-lumière dans la constellation de la Girafe (Camelopardalis) et fait partie du groupe M81. Jusqu'à présent les astronomes supposaient que ces vents très rapides et chauds (≥ 107 K) étaient engendrés par les explosions de nombreuses supernovae. Mais une équipe d'astronomes de l'Université du Michigan estime que les supernovae ne sont pas à l'origine de ces supervents.
Selon les résultats d'une étude publiée dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2021 par l'équipe de Lena Komarova de l'Université du Michigan, les auteurs proposent un autre mécanisme. En étudiant les propriétés du vent stellaire et des jeunes étoiles contenues dans les deux amas stellaires Knot A et Knot B de Mrk 71, les chercheurs ont constaté que les amas sont trop jeunes pour former des supernovae. Les chercheurs proposent que c'est le rayonnement ultraviolet des jeunes étoiles qui engendre ce supervent. Cette découverte pourrait aider à compendre comment débuta l'époque de la Réonisation au début de l'univers. Pour rappel, juste après le Big Bang, l'univers était très dense et opaque au rayonnement, comme un brouillard que la lumière ne pénètre pas. Mais lorsque les premières étoiles se sont formées dans les premières galaxies, elles émettaient surtout dans l'ultraviolet. Cette émission ionisa l'essentiel du gaz contenu dans l'univers. Selon Komarova, "les atomes d'hydrogène neutre, qui constituent 92% du cosmos, formaient un épais "brouillard" opaque au début de l'univers. Mais lorsque la lumière des premières étoiles commença à percer, le rayonnement ultraviolet de ces jeunes étoiles brisa les atomes d'hydrogène. Une fois que l'hydrogène fut ionisé, il devint transparent car il ne pouvait plus capturer de photons UV. L'univers devint transparent, conduisant à "l'Aube cosmique" lorsque les premières étoiles apparurent. C'est ce processus que nous essayons de comprendre : comment peut-on obtenir un rayonnement UV suffisamment énergétique pour ioniser l'univers et pour former les galaxies sans que tout soit absorbé par l'hydrogène ?" Les auteurs pensent que la réponse réside dans les supervents générés par le rayonnement UV des jeunes étoiles de ces galaxies.
Comme illustré ci-dessus, en examinant le spectre UV de l'hydrogène ionisé (la forêt Lyman alpha) de la région Mrk 71, Komarova et ses collègues ont pu étudier la structure dynamique du gaz et ont découvert un vent relativement faible (200-500 km/s) qui prit naissance dans l'amas stellaire le plus brillant de Mrk 71, dénommé Knot A. Les auteurs ont constaté que le paramètre d'ionisation dans l'amas Knot A et la densité de surface stellaire sont proches de leurs maxima théoriques et que la pression de radiation domine sur la pression du gaz. Combinés au manque de preuves d'une rétroaction des supernovae, cela implique un environnement dominé par les rayonnements. Selon Komarova, "Nous avons découvert que même si vous aviez des supernovae, il n'y aurait toujours pas assez d'énergie pour accélérer le gaz aux vitesses que nous observons. Nous avons comparé la force de radiation de la lumière stellaire sur le gaz à la force de la gravité, et nous avons constaté que le rayonnement est beaucoup plus fort que la gravité." Selon les chercheurs : "un supervent noueux et radioactif provenant de Knot A est un modèle viable pour générer les vitesses extrêmes, et en particulier, que le continuum de Lyman et/ou l'opacité Ly-α en seraient responsables. [C'est] une signature distinctive de la rétroaction du rayonnement, et des vents radiatifs en particulier." Les chercheurs proposent que ce processus d'ionisation dégage des voies de passage pour le rayonnement UV entre les régions d'hydrogène gazeux. Selon Komarova, "Ainsi, ce rayonnement UV peut en fait quitter l'amas où il est né et irradier dans le reste de l'univers pour l'ioniser. Cela ajoute une autre pièce au puzzle de l'ionisation de l'univers et fournit un mécanisme physique spécifique de la manière dont cela s'est produit." A présent que nous avons décrit tous les aspects visibles des galaxies et expliqué les mécanismes de leurs interactions éventuelles, on peut essayer de répondre à une question difficile : pourquoi les galaxies ont-elles des formes aussi si différentes ? Est-ce un phénomène intrinsèque lié à leur évolution ou extrinsèque et le résultat d'une collision par exemple ? Si un spécialiste dirait que les galaxies changent de forme en fusionnant avec de plus petites qui finissent par modifier leur taille et leur forme au fil du temps - ce que nous avons démontré tout au long de cet article -, cette théorie qui est encore largement acceptée par la communauté scientifique fait toutefois de moins en moins l'unanimité quand on observe l'évolution du noyau des galaxies. Récemment deux théories ont éré proposées pour expliquer la métamorphose des galaxies. La migration des étoiles En 2015, une équipe de chercheurs dirigée par Steve Eales de l'Université de Cardiff publia dans les "MNRAS" les résultats de l'analyse de 10000 galaxies extraites des sondages photographiques Herschel-ATLAS et spectrométriques GAMMA. Il ont démontré que 83% de toutes les étoiles formées depuis le Big Bang étaient initialement localisées dans des galaxies en forme de disque (c'est-à-dire concrètement des spirales). Or, de nos jours seuls 49% des étoiles existantes évoluent dans des galaxies en forme de disque, toutes les autres étant dans des galaxies de forme ovale (c'est-à-dire concrètement des elliptiques). Ce résultat suggère que les galaxies subissent une métamorphose massive en passant d'une forme spiralée à elliptique au cours du temps. Si comme nous l'avons expliqué une collision entre galaxies peut déclencher cette transformation, il est également possible qu'un processus plus doux comme la migration des étoiles du disque vers le centre engendre également cette transformation.
Selon Eales, "de nombreuses personnes prétendent que cette métamorphose s'est déjà produite, mais en combinant les données de Herschel et Hubble, pour la première fois nous avons été capables de mesurer l'étendue de cette transformation [...] Les galaxies sont les éléments de base de l'Univers, donc cette métamorphose représente réellement l'un des changements les plus importants dans leur apparence et leurs propriétés au cours des 8 milliards d'années." Mais si cette étude renforce la théorie de la métamorphose des galaxies, elle n'explique pas pourquoi ce phénomène se produit, une question à laquelle essaya de répondre peu après une autre équipe d'astronomes. L'action explosive des nouvelles étoiles L'astrophysicien Ken-ichi Tadaki de la NAOJ et détaché à l'Institut Max Planck et ses collègues ont décrit dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2017 les résultats d'une étude du coeur de plusieurs galaxies massives visant à mieux comprendre comme elles se sont transformées. Grâce aux photos en haute résolution prises par le Télescope Spatial Hubble combinées aux images reconstruites par le réseau submillimétrique ALMA, les chercheurs ont pu étudier les nuages froids de gaz et de poussière où se forment les étoiles dans 25 galaxies massives située à z = 2.5 soit une distance propre d'environ 11 milliards d'années-lumière. A cette distance, elles nous apparaissent comme elles étaient à peine 3 milliards d'années après le Big Bang. Par un heureux hasard, cette époque coïncide avec la période du pic de formation des galaxies. Autrement dit, la majorité des galaxies que nous observons aujourd'hui se sont formées à cette époque. Ainsi que nous l'avons expliqué, jusqu'à présent les astronomes pensaient que les galaxies elliptiques massives se sont formées suite à la collision de disques galactiques car toutes les simulations montrent que deux galaxies spirales par exemple entrant en collision finissent par former une seule galaxie géante mais de forme elliptique. Mais selon Tadaki, "il existe peut-être une trajectoire alternative" et la future collision programmée entre la Voie Lactée et M31 par exemple prévue d'ici quelques milliards d'années (voir page 4) ne va peut être pas suivre le scénario prévu.
Les chercheurs ont découvert que ces galaxies ancestrales étaient dominées par la composante du disque alors que les spirales et les lenticulaires sont dominées par leur bulbe central, ce que l'équipe de Eales précitée avait déjà constaté. Les images d'ALMA ont montré qu'il y avait des réservoirs massifs de gaz et de poussière à proximité du coeur de ces galaxies, ce qui a coïncidé avec le taux très élevé de formation d'étoiles à cette époque reculée. Mais pour exclure la possibilité que cette intense période de formation stellaire soit le résultat de fusions de galaxies, l'équipe a également utilisé les données du VLT de l'ESO pour confirmer qu'il n'y avait aucune trace de collision avec des galaxies massives à cette époque. Comme l'a expliqué Tadaki: : "nous avons obtenu une preuve ferme que des noyaux galactiques denses peuvent se former sans collisions galactiques. Ils peuvent également se former suite à une intense formation stellaire au cœur de la galaxie". Comme d'habitude, plus nous explorons l'univers profond, plus il se révèle. Avec toutes ces révélations contredisant nos connaissances, il faudra bien que les astronomes revoient leur copie et proposent de nouvelles théories. Sachant cela, peut-on déjà proposer un modèle unifié de la formation et de l'évolution galactique ? C'est l'objet du prochain chapitre. Prochain chapitre |
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