L'univers des galaxies

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 des galaxies (VIII)

L'arbre généalogique des galaxies

Après avoir décrit en détails les différents types de galaxies et leurs interactions, nous pouvons à présent expliquer leur morphologie mais il reste une question-clé en suspens : comment les galaxies évoluent-elles d'un type à l'autre ? Dans un article publié dans les "MNRAS" en 2023, Alister Graham de Swinburne Astronomy Online a résolu un mystère remontant aux années 1920-1930 révélant comment se produit la spéciation des galaxies.

Nous avons expliqué que le diagramme de Hubble est incomplet car il manque des voies évolutives. Il est cependant encore largement utilisé pour classer les galaxies en fonction de leur apparence visuelle.

Dans la séquence évolutive de Hubble, les galaxies lenticulaires présentant une structure sphérique centrale noyée dans un disque diffus homogène telles M84 étaient considérées comme la population intermédiaire reliant les galaxies spirales dominées par le disque comme la Voie Lactée aux galaxies sphéroïdales, de forme elliptique comme M87.

Graham analysa les images de 100 galaxies proches photographiées en optique par le Télescope Spatial Hubble et en infrarouge par le télescope spatial Spitzer. En comparant la masse de leurs trous noirs stellaires et supermassifs, il a découvert deux types de galaxies lenticulaires : les classiques pauvres en poussière et une nouvelle catégorie, celles riches en poussière.

Les galaxies lenticulaires riches en poussière sont formées à partir de fusions de galaxies spirales. Les galaxies spirales peuvent avoir un petit bulbe sphéroïdal central noyé dans un disque contenant des bras spiraux composé d'étoiles, de gaz et de poussière qui s'enroulent à partir du centre. Les galaxies lenticulaires poussiéreuses ont des sphéroïdes et des trous noirs nettement plus proéminents que les galaxies spirales et les galaxies lenticulaires pauvres en poussière.

Graham a montré que les galaxies spirales résident à mi-chemin entre les deux types de galaxies lenticulaires : "Cela redessine notre séquence de galaxies bien-aimée et, surtout, nous voyons maintenant les voies évolutives à travers une séquence de mariage de galaxies, ou ce que les entreprises pourraient appeler des acquisitions et des fusions."

Si les galaxies lenticulaires pauvres en poussière accumulent du gaz et de la matière, cela peut perturber gravitationnellement leur disque, induisant un motif en spirale alimentant la formation d'étoiles, modifiant leur structure et leur forme.

Pour rappel, la Voie Lactée compte plus de 50 galaxies naines satellites telles que Sagittarius (SagDEG), Canis Major (CMa Dwarf) et les deux Nuages de Magellan (LMC et SMC), et sa structure révèle une riche histoire d'acquisitions et de fusions. Selon Graham, la Voie Lactée était probablement autrefois une galaxie lenticulaire pauvre en poussière qui accréta de la matière, dont la galaxie naine Gaia-Sausage/Encélade découverte en 2018, et au fil du temps, elle a évolué pour devenir la grande galaxie spirale que nous connaissons. Nous avons expliqué que ce mécanisme de fusion (cf. la théorie des mergeurs) est une caractéristique commune aux galaxies à disque (spirales).

Certaines acquisitions sont plus spectaculaires pour ne citer que la future collision entre la galaxie d'Andromède et la Voie Lactée décrite précédemment (cf. page 4). Selon Graham, la galaxie Milkomeda résulante formera d'abord une galaxie lenticulaire riche en poussière. La fusion ultérieure de deux galaxies lenticulaires poussiéreuses semble suffisante pour effacer complètement leurs disques et créer une galaxie elliptique géante mais incapable de retenir ses nuages de gaz froids contenant de la poussière.

À certains égards, les galaxies lenticulaires pauvres en poussière apparaissent comme un enregistrement fossile des galaxies primordiales de l'univers. Ces galaxies à disque sont très anciennes et communes. La fusion de deux d'entre elles dans le jeune univers peut expliquer l'observation par le télescope spatial James Webb d'une galaxie massive dominée par des sphéroïdes évoluant dans un univers âgé d'à peine 700 millions d'années (cf. les galaxies les plus lointaines). Mais le redshift élevé de cette galaxie doit encore être confirmé.

En outre, la nouvelle étude a également révélé que la fusion de deux galaxies elliptiques est suffisante pour expliquer l'existence des galaxies les plus massives observées au centre des superamas de galaxies contenant un bon milliers de membres.

Graham note que de nombreux indices étaient connus mais n'avaient pas encore été combinés en une image cohérente : "Les choses se sont mises en place une fois que nous avons reconnu que les galaxies lenticulaires ne sont pas la seule population intermédiaire comme elles furent longtemps considérées."

Les résultats de cette étude signifient que les galaxies ont à présent leur arbre généalogique. Selon Graham, "C'est la survie du plus apte là-bas, ce qui signifie en fin de compte le règne des sphéroïdes sur les disques." Il ajoute : "L'astronomie possède maintenant une nouvelle séquence anatomique et enfin une séquence évolutive dans laquelle la spéciation des galaxies se produit par le mariage inévitable des galaxies ordonné par la gravité."

Modèle de la formation et de l'évolution galactique

Les différents scénarii que nous avons évoqués montrent clairement que l'histoire des galaxies est complexe, déterrminée par de nombreux évènements combinant différents types de structures, chimies et populations stellaires, des galaxies d'amas et du champ.

Document J.Kromendy adapté par l'auteur.

Comme toujours, la réalité est plus complexe que la théorie. Dans les faits, les données observationnelles ne sont pas aussi évidentes que celles prédites par les modèles décrivant la structure hiérachique des galaxies tandis que les exceptions (par exemple l'évolution rapide de certaines galaxies ou l'arrêt de leur évolution) sur lesquelles nous reviendrons indiquent clairement les limites du modèle galactique standard.

Si on exclut temporairement les cas particuliers qui par nature restent peu nombreux parmi les milliards de galaxies analysées (voir plus bas), on peut résumer la formation et l'évolution des galaxies à partir de deux approches résumées dans le tableau de gauche : il y a d'une part l'évolution séculaire interne des galaxies et d'autre part les effet de l'environnement.

La première méthode utilisée par les astrophysiciens consiste à se concentrer sur les évènements initaux formant les protogalaxies (en bleu dans le graphique) depuis l'effondrement des grands nuages de gaz après le découplage et la formation ultérieure des étoiles de Population III et les conséquences qu'entraînèrent leurs interactions et leurs fusions (vert), y compris au sein des amas.

Mais les galaxies peuvent évoluer d'une autre manière, ce qu'on appelle l'évolution séculaire interne. Ce processus a longtemps été négligé en raison du manque de preuves observationnelles mais également de la faible puissance des ordinateurs jusqu'à la fin des années 1970. C'est John Kromendy de l'Université du Texas qui fut l'un des premiers astronomes à démontrer l'importance de ce processus.

L'évolution séculaire interne se manifeste lorsque les composantes internes d'une galaxie interagissent entre elles (en rouge). C'est notamment par ces mécanismes qu'une galaxie acquiert sa barre nucléaire ou ses bras spiralés dont la vitesse de rotation angulaire est différente de celle des autres éléments de la galaxie, la forçant à évoluer.

Les observations ainsi que les simulations numériques à N corps ont montré que l'évolution séculaire explique de nombreux détails de la structure des galaxies, y compris la formation des "grumeaux" sombres dans les bras proches du noyau (par exemple M64 surnommée "l'oeil noir", alias NGC 4826 entrevue précédemment) dont les propriétés sont identiques à celle de la matière du disque et différentes de celle du bulbe.

Après avoir expliqué comment les galaxies se forment et évoluent, terminons cette revue en décrivant comment se sont formées les protogalaxies, c'est-à-dire les toutes premières galaxies apparues pendant les Âges Sombres, quelque part entre 300000 ans et 1 milliard d'années après le Big Bang.

Naissance des protogalaxies

Nous savons aujourd'hui que la classification de galaxies de Hubble correspond à différentes stades d'évolution^[18] qui dépendent des interactions de la galaxie avec son milieu, y compris avec les autres membres de l'amas. Mais cette séquence évolutive n'explique pas comment sont nées les galaxies.

Les étapes clés de l'évolution générale de l'Univers. Document S.G. Djorgovksi/Caltech Digital Media Center adapté par l'auteur.

Pour connaître l'origine des galaxies et la manière dont elles ont évolué, nous devons nous tourner vers les cosmologistes et les physiciens qui étudient les premiers instants de l'Univers lorsque celui-ci baignait dans une soupe de particules et de rayonnement de très haute énergie. C'est en effet aussi loin dans le temps qu'il faut remonter pour trouver les protagonistes de cette histoire. La clé de l'évolution des galaxies notamment repose sur ce qui s'est produit quelques instant après la formation de l'Univers, à travers ce que les cosmologistes appellent l'équation d'état de l'Univers.

Comme en thermodynamique classique, il s'agit de contrainte sur un mélange, dans ce cas-ci entre la pression et la densité d'énergie de l'Univers, définie par trois composantes : l'énergie, la matière et le vide y compris l'effet de la constante cosmologique sur le taux d'expansion.

Le modèle faisant consensus est le modèle cosmologique du Big Bang allié aux théories de l'inflation et ΛCDM^[19]. Le sujet étant vaste, nous le détaillerons en cosmologie où nous détaillerons également la formation des galaxies.

Les galaxies primordiales contenaient beaucoup de gaz ionisé formé à l'époque de la recombinaison et de la réionisation de l'Univers, deux phases importantes qui débutèrent vers 380000 ans après le Big Bang comme l'explique le schéma présenté à droite.

Selon les modèles galactiques, toutes les protogalaxies eurent ce qu'on appelle une phase "galaxie sombre", durant laquelle elles furent incapables de former des étoiles car les conditions n'étaient pas réunies en termes de température, de densité et même parfois de quantité de gaz nécessaire. En théorie, on peut donc découvrir ces galaxies sous forme d'Émetteurs Lyman Alpha (sources LAE) à n'importe quelle distance ou décalage vers le rouge, bien que les quelques candidates découvertes à ce jour se situent à plus de 11 milliards d'années lumière ou z ≥ 2.4.

Environ 100 millions d'années après le Big Bang, vers z = 30 lorsque la gravitation vainquit l'énergie du rayonnement, la masse de Jeans était de l'ordre de 10¹² M et était matérialisée par des nappes de gaz diffus d'environ 150000 années-lumière de diamètre; il s'agissait des prémices des protogalaxies. En leur sein, le même effondrement s'est produit, des zones plus froides et plus denses mesurant tout au plus une fraction d'année-lumière se sont effondrées, donnant naissance aux premières étoiles hypergéantes bleues et chaudes. En quelques dizaines ou centaines de millions d'années, ces étoiles instables ont explosé en supernovae, rejetant dans l'espace leurs gaz et leurs métaux lourds qui sont venus enrichir le milieu interstellaire et le coeur des protogalaxies et des quasars, alimentant la deuxième génération d'étoiles.

Vers 1 milliard d'années après le Big Bang, les régions HII actives des premières galaxies donnèrent naissance à beaucoup d’étoiles très lumineuses qui consumèrent rapidement tout leur hydrogène et leur hélium.

Les premières galaxies étaient formées 2 milliards d'années après le Big Bang, vers z = 3 alors que les grandes galaxies comme la Voie Lactée mirent entre 7 et 8 milliards d'années pour se former. C'est également vers z = 3 qu'on retrouve la concentration maximale de quasars et les plus anciens amas globulaires.

On estime que le taux de production des étoiles atteignit son paroxysme entre 3 et 4 milliards d'années après le Big Bang. Depuis, en moyenne il est devenu au moins cent fois plus faible et continue à diminuer.

Echantillon de galaxies similaires à la Voie Lactée analysées au cours du sondage SDSS 3D et classées en fonction de leur âge. Document Frontier Fields/NASA/ESA/STScI adapté par l'auteur.

Si ces premières galaxies existent encore, sous l'effet des interactions gravitationnelles, elles ont probablement fusionné avec de plus grandes galaxies et présentent aujourd’hui une population de vieilles étoiles (Population II) à laquelle se mêle de grandes quantités de poussière, leur donnant une coloration rougeâtre; elles se sont transformées en elliptiques géantes et beaucoup d'étoiles de ce type se sont rassemblées dans le coeur des galaxies.

Les galaxies elliptiques géantes constituent souvent les membres les plus brillants des amas riches extragalactiques. On a d’abord cru qu’elles avaient une structure et une dynamique similaires à celles des étoiles. Mais elles tournent sur elles-mêmes beaucoup plus lentement qu’un corps fluide, et leur dynamique apparaît vraisemblablement liée à un équilibre triaxial (d’où leur forme ellipsoïdale).

Des simulations suggèrent que ces galaxies qui présentent pour la plupart une forte concentration centrale sont pour certaines le résultat de l'interaction de galaxies spirales qui se sont relaxées au terme d'un mouvement graduellement amorti. Ces interactions ont dissipé le gaz qu'elles contenaient dans l'espace, contribuant au gaz chaud intra-amas, le restant formant de nouvelles étoiles^[20].

Dans d'autres exemples, ainsi que nous l'avons expliqué, c'est la pression dynamique qui a vidé les galaxies spirales de leur gaz et donc de leurs étoiles potentielles, précipitant leur vieillisement sous forme de galaxies elliptiques. Si les galaxies elliptiques pululent dans l'Univers, elles restent six fois moins nombreuses que les galaxies spirales.

Quant aux plus petites galaxies (naines), vu leur faible masse, elle se sont perdues dans les amas et les courants galactiques et finirent par fusionner avec la galaxie hôte qui les captura.

Il y a aussi les petites galaxies irrégulières qui soit résultent d'une collision et finiront en elliptique soit elle n'ont pas eu la masse suffisante pour développer des bras spiraux. Les étoiles naissent et meurent en désarticulant continuellement les champs gravitationnels.

Les galaxies naines qui contiennent de nombreuses étoiles bleues sont peut-être les résidus de galaxies peu structurées qui ont été disloquées par l'explosion des étoiles de la première génération. La plupart d'entre elles sont relativement jeunes, distantes de quelques milliards d'années-lumière tout au plus.

Enfin, grâce au JWST, en 2023 des astronomes ont découvert une galaxie spirale barrée à z = 3 soit 11.5 millliards d'années, il s'agit de CEERS-2112. C'est tout à fait inattendu car ce type de galaxie très stable est censée se former dans l'Univers proche vers z < 1.5. On y reviendra à propos des découverts récentes.

Ceci résume dans les grandes lignes les caractéristiques du modèle galactique standard sachant qu'il comprend de nombreux sous-modèles plus adaptés à la description de certains types de galaxies ou de certaines phases évolutives.

Un modèle signifie abstraction non seulement dans le sens mathématique mais aussi le fait qu'il écarte certaines données par simplification ou par ignorance. Si la première rend les solutions parfois simplistes et peu réalistes face à la réalité, la seconde est involontaire mais peut avoir des conséquences plus inattendues et même invalider le modèle si par la suite on identifie cette donnée manquante et qu'il s'avère par exemple qu'elle joue un rôle majeur. Aujourd'hui, il peut s'agir de la matière sombre, de l'énergie sombre, du rôle des neutrinos, des particules faiblements interactives ou d'objets encore inconnus dont l'influence pourrait expliquer certains détails du comportement des galaxies. En tout cas, nous savons du fait de l'approximation des modèles qu'ils souffrent d'un manque de précision en raison de variables "cachées" ou manquantes et qu'il faut y remédier.

C'est justement en comparant certaines galaxies aux prédictions des modèles de l'évolution galactique que les astronomes ont découvert des anomalies : le modèle galactique ne prévoyait pas l'existence de ces galaxies dans leur état actuel !

Deux cas particuliers ont récemment été décrits, celui de la galaxie ZF-COSMOS-20115 en 2017 et NGC 1277 en 2018.

Des galaxies atypiques

Par atypique, il s'agit d'une galaxie dont certaines caractéristiques (morphologie, couleur, densité, activité, composition, masse, etc) sont anormales comparées à celles d'autres galaxies du même type. Ces galaxies ne rentrent pas dans le modèle Standard ni aucun modèle galactique. Bien qu'elles soient par nature peu nombreuses, on ne peut pas évoquer l'argument ou le proverbe "l'exception confirme la règle" qui justement, dans ce cas-ci, invalide ladite théorie (cf. le critère de falsification). Ce sont des cas particuliers qui vont exiger une révision des modèles.

NGC 1277 : rouge et morte

La galaxie NGC 1277 fait partie de l'amas de galaxies de Persée ou Abell 426 situé à environ 230 millions d'années-lumière et comprenant plus de 1000 galaxies identifiées dont une bonne dizaine sont relativement brillantes (Mv~13-15). NGC 1277 fut découverte par Lord Rosse en 1875 à la magnitude 14.7 et atteint même la magnitude 13.8 en lumière bleue. Elle mesure 24"x 9", son diamètre réel étant de 54000 années-lumière.

Cette galaxie fut longtemps cataloguée parmi les elliptiques. Mais selon une étude publiée dans la revue "Nature" en 2012 par Remco van den Bosch de l'Institut Max Planck et ses collègues, il s'agit d'une galaxie lenticulaire naine classée S0d dont la masse est estimée à 120 milliards de masses solaires. Elle abrite un trou noir supermassif d'environ 17 milliards de masses solaires (il compte parmi les plus massifs) ce qui représente 59% de la masse totale du bulbe stellaire alors que la valeur moyenne est de... 0.1% ! Cette particularité est déjà une anomalie qu'il faudra expliquer. Mais ce n'est pas sa seule particularité.

NGC 1277 au coeur de l'amas de galaxies de Persée photographié par le HST. Document NASA/ESA/M.Beasley et al. Voici une photo de cet amas prise par Jay Gabany avec un télescope RCOS de 500 mm f/8.2 (temps d'intégration total en LRGBHα de 31.4 heures).

On savait depuis quelques années que cette galaxie abritait une vieille population d'amas globulaires de couleur rouge signifiant que leurs étoiles étaient riches en métaux (les amas globulaires dont les étoiles sont pauvres en métaux étant bleutés), ce qui lui valut d'être considérée comme une galaxie "relique". En effet, les amas globulaires rouges sont les plus anciens, ceux contenant des étoiles bleues étant plus jeunes, ces étoiles représentant les "laissées pour compte" des fusions de petites galaxies naines avec la galaxie principale. NGC 1277 s'est formée il y a environ 12 milliards d'années et mit environ 100 millions d'années pour former toutes ses étoiles au rythme soutenu d'environ 1000 étoiles par an.

Selon les statistiques, 0.01% des galaxies massives soit une galaxie massive sur 1000 présente ces caractéristiques; ce sont en fait des galaxies "rouges et mortes" mais qui rime mieux en anglais : "red and dead", que les Anglo-saxons ont surnommées "red nuggets", les "nuggets rouges".

Dans une étude publiée dans la revue "Nature" en 2018, Michael A. Beasley de l'Institut d'Astrophysique des Canaries et ses collègues ont confirmé que cette galaxie est pratiquement dépourvue d'amas globulaires bleus. Cela signifie que depuis sa formation, pendant des milliards d'années cette galaxie n'a plus fusionné avec d'autres galaxies et que les étoiles errantes n'ont pas formé d'amas globulaires ou que ceux-ci n'ont plus attiré de nouvelles étoiles.

Le paradoxe est que cette galaxie se situe dans un amas qui n'est pas encore relaxé et donc le rythme des rencontres et des fusions galactiques reste élevé et elle pourrait donc facilement former des amas globulaires bleus. Alors pourquoi n'en contient-elle pas ?

Les chercheurs ont découvert plusieurs raisons pouvant expliquer ce phénomène. D'abord sa vitesse de déplacement est plus élevée que la moyenne : elle traverse l'amas de Persée à 900 km/s (par comparaison la Voie Lactée se déplace à ~600 km/s dans le Groupe Local), une vitesse trop élevée pour avoir le temps de fusionner avec d'autres galaxies. Pour en être convaincus, les chercheurs ont simulé des fusions galactiques avec NGC 1277 et découvert que sa masse stellaire pouvait dans le meilleur cas s'alourdir de seulement 10% par fusion de mergeurs.

Ensuite, comme la majorité des amas de ce type, le gaz intra-amas de Persée contient un gaz chaud qui empêche la formation d'étoiles.

Enfin, son trou noir supermassif est tellement imposant qu'il se serait formé en même temps que la galaxie et aurait rapidement accrété tout le gaz nécessaire à la formation des étoiles. Résultat, à court de carburant la nouvelle génération d'étoiles n'a pas pu se former et NGC 1277 resta dans son état primordial. Reste à confirmer que ce trou noir noir doit une partie significative de sa masse à l'accrétion du gaz contenu à l'origine dans cette galaxie, ce qui ne sera pas évident à démontrer. Toutefois, une découverte soutient cette hypothèse : la galaxie rouge MRK 1216.

MRK 1216 : une relique rouge

La petite galaxie rouge MRK 1216 est située dans la constellation de la Licorne (Monoceros) à 295 millions d'années-lumière (z = 0.021) du Soleil. Visuellement, elle ressemble aux autres galaxies elliptiques ou lenticulaires en apparence calmes mais cent fois plus éloignées (z~2). Sa proximité la rend donc très intéressante à étudier.

MRK 1216 mesure environ 18200 années-lumière de diamètre mais brille avec une luminosité équivalente à environ 140 milliards de Soleil, soit presque 5 fois supérieure à celle de la Voie Lactée alors qu'elle est 5 fois plus petite. Par rapport à sa taille, c'est donc une galaxie très massive. Elle fait partie des galaxies rouges surnommées les "nuggets rouges". Cette famille comprend également les galaxies compactes NGC 1277 présentée ci-dessus et PGC 032673 alias ESO 318-2, toutes des petites galaxies massives.

Comme on le voit ci-dessous, quand on étudie les contours de MRK 1216 à grande échelle, dans un rayon de 100" ou 150000 années-lumière on constate qu'elle est enveloppée dans un halo sphérique. Cette forme ne s'explique pas par la dynamique de la galaxie dont le gaz et les étoiles lui donnent une forme oblate (une sphère aplatie aux pôles). Ce halo est vraisemblablement composé de matière sombre.

En 2017, Anna Ferré-Mateu de l'Université Swinburne de Technologie d'Australie et ses collègues publièrent un article dans les "MNRAS" montrant que MRK 1216 et PGC 032673 (mais également NGC 1277) sont des galaxies reliques de l'Univers primordial.

A gauche, image optique de la petite galaxie rouge et massive MRK 1216 prise par le Télescope Spatial Hubble. A droite, carte d'isodensités (isophotes) de MRK 1216 basée sur l'image précédente. Le champ couvre ~150" soit ~70 kpc (~228000 a.l.). L'encart reproduit le profil de la surface de brillance dans les 15" centraux. La galaxie de forme elliptique (oblate) est enveloppée dans un halo sphérique composé de matière sombre. Documents A.Yildirim et al. (2015).

En étudiant MRK 1216 au moyen du spectrographe installé sur le télescope Gemini North, les astronomes ont constaté que la dispersion des vitesses atteint 425 km/s au centre alors que les vitesses ne dépassent pas ~180 km/s en périphérie. Etudiée en optique et au radiotélescope, cette galaxie présente également un jet émis par une source ponctuelle située au centre. MRK 1216 est en fait un AGN.

Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2017, Jonelle K. Walsh de l'Université de Californie à Iirvine et ses collègues montrèrent grâce à des modélisations informatiques basées sur les données observationnelles que les caractéristiques de cette galaxie s'expliquent par la présence d'un trou noir supermassif caché en son centre.

Dans une nouvelle étude publiée dans les "MNRAS" en 2018 (en PDF sur arXiv), l'équipe de l'astrophysicien Norbet Werner de l'Université Eötvös Loránd de Hongrie réanalysa MRK 1216 et PGC 032673 respectivement situées à z = 0.021 et z = 0.025, c'est-à-dire bien plus près que les galaxies rouges habituelles situées vers z ~ 2 soit plus de 10 milliards d'années-lumière. Les chercheurs sont arrivés à la conclusion que depuis 13 milliards d'années, ces deux galaxies n'ont pas interagi avec d'autres galaxies et la formation d'étoiles fut interrompue au profit de la croissance de leur trou noir supermassif central.

Alors que la plupart des galaxies ont fusionné avec d'autres galaxies au cours des milliards d'années qui se sont écoulés, un petit nombre de galaxies rouges a réussi à traverser la longue histoire de l'Univers sans interactions. Ces galaxies offrent une opportunité unique aux astrophysiciens pour étudier comment ces galaxies et le trou noir supermassif qu'elles abritent ont évolué après des milliards d'années d'isolement.

Grâce au satellite rayons X Chandra, pour la première fois en 2018 les astronomes ont pu étudier le gaz chaud dans MRK 1216 et PGC 032673. Ce gaz chaud émettant des rayons X contient l'empreinte de l'activité générée par le trou noir supermassif caché dans chacune de ces galaxies.

A gauche, profil de densité optique en couleurs arbitraires de la "nugget rouge" (red nugget) MRK 1216 basé sur une photo prise par le Télescope Spatial Hubble. L'image s'étend sur environ 30" ou 50000 a.l. Par son aspect, sa brillance et sa masse, cette galaxie ressemble aux elliptiques géantes. Mais c'est surtout un AGN LINER émettant des ondes radio et X. A droite, MRK 1216 en rayons X à la même échelle que l'image optique. Ce rayonnement provient de l'interaction du gaz environnant avec un trou noir supermassif de ~5 milliards de masses solaires qui a accrété toute la matière, empêchant la formation d'étoiles. Documents HST/T.Lombry et CXC adapté par l'auteur.

Dans un trou noir supermassif, en raison des champs gravitationnels et magnétiques intenses, la matière accrétée peut être redirigée vers l'extérieur à une vitesse relativiste sous forme d'un jet bipolaire. Cette émission très énergétique peut contrecarrer la formation d'étoiles. En effet, les explosions de matière qui se produisent dans le voisinage d'un tel trou noir représentent une puissante source de chaleur empêchant le gaz interstellaire chaud de la galaxie de se refroidir suffisamment pour permettre la formation d'un grand nombre d'étoiles.

Les chercheurs ont constaté que la température du gaz chaud est plus élevée au centre de MRK 1216 que dans son environnement, phénomène probablement lié à la réactivation récente du trou noir. De plus son temps de refroidissement est assez court, ~50 millions d'années, suggérant qu'une source de chaleur maintient sa haute température.

Deux autres indices confirment cette hypothèse. D'une part, on observe une émission radio provenant du centre de la galaxie, typique de la signature du jet bipolaire d'un trou noir. D'autre part, on observe une émission de rayons X très faible à proximité du trou noir; en 0.5 et 7 keV sa luminosité X est de ~7x10⁴¹ erg/s soit environ 100 millions de fois inférieure à la luminosité d'Eddington (limite où la pression de radiation - du rayonnement - est équilibrée par la force de gravité du trou noir). Ce faible niveau de rayons X est typique des trous noirs produisant des jets. Elle est aussi typique d'un AGN LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region), c'est-à-dire dont la région centrale est active mais dont les raies d'émission sont peu ionisées.

Comme on le voit ci-dessus à droite, ce rayonnement X s'étend bien au-delà de la population stellaire, dans un rayon dépassant 180000 années-lumière, c'est-à-dire de la taille du halo. Sa luminosité est du même ordre de celle des galaxies elliptiques géantes brillantes.

Tous ces indices concordants suggèrent que l'activité générée par le trou noir supermassif situé au centre de ces galaxies rouges empêche la formation de nouvelles étoiles.

Toutefois, les trous noirs et le gaz chaud peuvent se réunir d'une autre manière. Selon les auteurs, dans chacune de ces galaxies, une grande partie de la masse du trou noir s'est accumulée par accrétion du gaz chaud entourant ces galaxies. En effet, les trous noirs de MRK 1216 et PGC 032873 comptent parmi les plus massifs connus, avec des masses estimées d'environ 5 milliards de masses solaires. Leur masse correspond à quelques pourcents des masses combinées de toutes les étoiles existantes dans les régions centrales de ces galaxies alors que dans la plupart des galaxies, le rapport est presque 10 fois inférieur.

Selon Massimo Gaspari de l'Université de Princeton, coauteur de cette étude, "non seulement ces trous noirs empêchent la formation de nouvelles étoiles, mais ils peuvent aussi s'accaparer une partie de ce matériel galactique et s'en nourrir."

ZF-COSMOS-20115

Nous savons que bon nombre de galaxies vieillissent prématurément, elles dissipent tout leur gaz avant de créer suffisamment d'étoiles pour assurer leurs vieux jours et n'atteignent pas l'âge de la Voie Lactée ou des vieilles galaxies elliptiques. C'est un mécanisme normal qu'on peut généralement expliquer dans le cadre des modèles galactiques. Mais ZF-COSMOS-20115 n'obéit pas à ce modèle ni à aucun autre.

Cette galaxie lointaine fut étudiée par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Karl Glazebrook de l'Université de Technologie Swinburne en Australie (SUT) dont les résultats furent publiés dans la revue "Nature" en 2017.

Les chercheurs ont étudié ZF-COSMOS-20115 au moyen du spectrographe MOSFIRE installé sur le télescope Keck I de 10 m de diamètre parfaitement adapté à l'étude des objets du ciel profond en proche infrarouge.

Cette galaxie se situe à z = 3.717 et s'est formée 1.65 milliard d'années après le Big Bang. Sa masse stellaire (qui n'est pas sa masse totale ou virielle) représente 170 milliards de masses solaires soit 5 fois supérieure à celle de la Voie Lactée mais sa taille est 12 fois plus petite et de ce fait elle est beaucoup plus dense : quelque 300 milliards d'étoiles sont rassemblées dans une région d'à peine 1300 années-lumière de diamètre (équivalente à la distance qui nous sépare de la Grande Nébuleuse d'Orion, M42) ! Mais curieusement, cette galaxie est un "monstre d'inactivité" comme l'ont qualifiée les astronomes.

La raison est qu'à l'époque où nous l'observons, elle présente une couleur rouge et paraît très calme alors que sa masse prouve que moins d'un milliard d'années après le Big Bang, elle produisait des étoiles au taux excessivement élevé de 5000 masses solaires par an (contre ~3 masses solaires pour la Voie Lactée de nos jours). Or depuis, elle a perdu tout son gaz, s'est pour ainsi dire asséchée et a viré au rouge comme toutes les galaxies contenant de vieilles étoiles épuisées incapables d'en former de nouvelles.

A voir : Massive dead galaxy found in the early universe

Illustration de l'évolution de la Voie Lactée comparée à celle de la galaxie ZF-COSMOS-20115. A gauche, la Voie Lactée de nos jours avec la bifurcation du bras d'Orion à l'avant-plan à l'intersection de laquelle se trouve le Soleil. Au centre, son aspect présumé 1.65 milliard d'années après le Big Bang sous l'aspect d'une galaxie naine riche en gaz 50 fois moins massive qu'aujourd'hui. À droite, à la même époque, ZF-COSMOS-20115 avait déjà épuisé tout son gaz, ne formait plus aucune étoile et était devenue rouge. Aujourd'hui, cette galaxie est 12 fois plus petite que la Voie Lactée. Aucun modèle galactique n'explique un vieillissement aussi précoce. Document SUT adapté par l'auteur.

Comme on le voit sur l'illustration ci-dessus, si nous la comparons à l'évolution de la Voie Lactée, à la même époque notre Galaxie n'était qu'une petite galaxie naine à peine spiralée présentant 1/50^e de sa masse actuelle. Les deux galaxies ont donc subi une évolution totalement différente.

Les chercheurs se demandent comme de telles galaxies arrêtent brusquement de former des étoiles. Jusqu'aux années 2010-2015, les modèles suggéraient que les galaxies "mortes" surnommées les "nuggets rouges" ne devaient exister qu'aux alentours de 3 milliards d'années après le Big Bang, le temps nécessaire pour épuiser lentement leurs réserves de gaz. Or ZF-COSMOS-20115 s'est consumée bien plus rapidement.

Cette découverte établit un record, celui de la galaxie massive rouge la plus ancienne. Selon Glazebrook, c'est un cas extrêmement rare mais qui soulève également un nouveau défi aux astrophysiciens car ils doivent dorénavant modéliser l'évolution galactique en intégrant ce cas particulier bien plus tôt que prévu dans leur scénario... Parmi les pistes envisagées, les astrophysiciens vont revoir les hypothèses et autres présomptions des conditions qui prévalaient durant les deux premiers milliards d'années après le Big Bang, la réponse étant forcément dans les propriétés de l'Univers à cette époque ancestrale. Il est donc important qu'ils découvrent des galaxies et des étoiles très lointaines et plus âgées que cette galaxie. On y reviendra à propos des découvertes récentes et des galaxies les plus lointaines.

En guise de conclusion

Si nous comprenons globalement comment se forment les galaxies, de nombreuses questions restent en suspens concernant.leur cinématique et notamment la formation précise des bras spiraux, de la barre nucléaire, des anneaux extérieurs et des coquilles multiples qui font encore l'objet de discussions et de tentatives de simulations. En effet, l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies cache encore des zones d'ombres car les observations se sont longtemps limitées au spectre visible. Or comme nous l'avons expliqué, depuis l'avènement des satellites et des gigacams CCD, les astronomes sont en mesure de sonder le ciel profond dans des rayonnements inaccessibles aux moyens traditionnels, en infrarouge, dans les rayonnements X et gamma, là où le décalage spectral enregistre ses plus grands records, à deux doigts de la main du Créateur.

Grâce à ces outils et en collaboration avec les physiciens et les cosmologistes, l'astronome est capable de mieux comprendre la diversité des corps célestes et est aujourd'hui mieux placer qu'hier pour assembler ce puzzle astronomique qui nous paraît tous les jours à la fois plus cohérent mais également plus complexe. La recherche continue.

Ceci étant dit, l'univers des galaxies va bien au-delà de ces descriptions. Nous détaillerons dans d'autres articles la structure des amas de galaxies dont beaucoup contiennent des lentilles gravitationnelles et donc également de la matière sombre, la structure de l'Univers à grande échelle caractérisée par les superamas de galaxies et passerons également en revue les découvertes récentes concernant notamment quelques galaxies exceptionnelles par la taille, la masse, la luminosité ou la morphologie.

Pour plus d'informations

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Les découverte récentes

Les galaxies les plus lointaines

Les amas de galaxies

La structure de l'Univers

La cinématique des galaxies (simulations)

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