Dès le 18^e siècle, la famille Herschel entre 1780 et 1860 a permis l’élaboration du New General Catalogue (NGC) et de l’Index Catalogue (IC). Mais une classification élaborée n’a pu commencer qu’avec l’invention de la photographie. En observant les clichés, Wolf en 1908, Knox-Shaw en 1915, Curtis en 1918, Reynolds en 1920 et Lundmark en 1926 ont jeté les bases de la classification de Hubble.

Plusieurs types de classification existent mais les deux plus complètes sont celle de Hubble et celle de De Vaucouleurs.

La classification de Hubble reconnaît 4 formes principales : elliptique, lenticulaire, spirale et irrégulière ; réparties selon une séquence appelée "diagramme du diapason".

Les elliptiques notées "E" suivi d'un nombre entre 0 et 7 selon le degré d'aplatissement de l'ellipse apparente. Du fait que leur luminosité peut varier dans un rapport d’un million, les plus faibles sont désignées par dE (d pour dwarf, naine).

Les spirales notées "S" et les spirales barrées notées "SB". Chaque type est réparti en sous-types dépendant de la dimension du noyau et de l'aspect plus ou moins resserré des bras spiraux. En ce qui concerne les galaxies spirales, les Sa ont les bras spiraux les plus fortement resserrés, les Sb ont les bulbes centraux relativement plus petits, et les Sc ont des bras ouverts et de petits noyaux.

Exemple de galaxie spirale : galaxie du Sombrero

Les galaxies lenticulaires de type S0 et SB0 (pour les barrées) sont les galaxies intermédiaires entre les elliptiques et les spirales. Elles ressemblent aux elliptiques par le gros bulbe central, le fait qu’elles ne contiennent ni gaz ni poussières. Par contre, leur enveloppe discoïde plus ou moins étendue les apparente aux spirales.

Elles sont aussi sous-divisées comme les spirales et les elliptiques. Il y a trois groupes : S01, S02 et S03. Les S01 présentent beaucoup de traits communs avec les elliptiques E7, tandis que les S03 sont proches des spirales.

Les irrégulières notées "Irr" n'ont pas de noyau ni de structure bien définis. Les galaxies de type Irr I suivent la fréquence en forme de diapason dans la mesure où elles donnent l'impression de posséder des bras spiraux ayant été détruits et ne formant plus qu'un ensemble confus de matière. Les galaxies de type Irr II ont une structure totalement dépourvue d'ordre.

La classification de De Vaucouleurs est plus précise que celle de Hubble (1959).

Il divise la classe Sc en quatre catégories (Scd, Sd, Sm et Im) pour expliquer le passage continu des spirales Sc dites tardives aux irrégulières.

Il désigne, à présent, les spirales normales par SA et fait apparaître une nouvelle classe intermédiaire entre les normales et les barrées, SAB. Ces classes sont encore sous-divisées par le type s, dont les bras s’échappent d’une barre, et le type r, dont les bras naissent à partir d’un anneau.

De plus, la lettre R désigne les galaxies qui ont un anneau extérieur, et les lettres m et f différencient celles qui ont les bras massifs de celles qui ont les bras filamenteux.

La classe des irrégulières Irr I est remplaçait par Im et Sm qui désigne respectivement les galaxies qui ressemblent aux nuages de Magellan et les spirales de structures voisine.

Les masses des galaxies vont :

• De 10¹² à 10¹⁴ de masses solaires pour les elliptiques.
• De 10⁹ à 10¹² de masses solaires pour les spirales.
• De 10⁷ à 10⁸ de masses solaires pour les irrégulières.

Cela s'applique qu'aux parties visibles des galaxies. Si de nombreuses galaxies ont des halos massifs ou des couronnes de matière invisible, ces masses sont sous-estimées.

• Spirales : 71%.
• Elliptiques : 26%.
• Irrégulières : 3%.

C’est le résultat de l’étude de 277 galaxies dans la région du Sculpteur jusqu’à une distance de 7 milliards d’années-lumière. Cette population serait représentative des galaxies sur 45% de l’histoire de l’Univers.

Les galaxies proviendraient d'un nuage massif d'hydrogène et d'hélium qui se seraient contracté sous l'effet de la gravité ; le type de galaxie obtenu dépend probablement de la vitesse de rotation de la matière dans le nuage et du taux de formation d'étoiles.

Dans un nuage en contraction lente ayant une vitesse de rotation assez rapide et transformant la plus grande partie du gaz en étoiles, tôt dans la vie de la galaxie, produit une lenticulaire ou une elliptique contenant peu de gaz. Ces galaxies sont dominées par des vieilles étoiles rouges de la première génération, puisque après la première période de formation d'étoiles, il était resté peu de gaz pour former d'autres générations d'étoiles. Les collisions entre galaxies produiraient les galaxies spirales

En revanche dans un nuage à contraction rapide ayant une vitesse de rotation moins élevée, la formation des étoiles s'est faite quand le nuage était encore sphérique, mais le gaz a dû prendre rapidement la forme d'un disque en rotation rapide ce qui a donné une spirale. Stimulées par leur environnement, elles ont très vite formé des étoiles et pris une forme lenticulaire. Les elliptiques seraient le résultat de collision entre des galaxies spirales. Les spirales anémiques et les lenticulaires sont dues aux actions de champ de gravité.

La plupart des galaxies émettent plus de 95% de leur rayonnement dans l’IR à cause de la poussière interstellaire.

Les Antennes sont le résultat d’une collision entre 2 galaxies, d’où cette forme d’antenne. Elles ont un diamètre d’un million d’années-lumière. La collision engendre l’éjection dans des sens opposés d’une partie de la matière. Il y a une forte émission de IR qui serait due aux poussières chauffées.

La Voix Lactée va prochainement dévorer une galaxie naine qui est situé à seulement 80000 années-lumière, c’est-à-dire qu’elle est déjà à l’intérieur du disque, et qui s’étire sur 10 000 années-lumière.

• Groupe Local : constitué d’une trentaine de galaxies dominées par la Voix Lactée et M 31 (Andromède).
• Groupe Antlia-Sextans : situé à seulement 5.5 millions d'années-lumière du groupe Local.
• Virgo : situé à 50 millions d’années-lumière et d’un rayon de 4.4 milliards d’années-lumière, il contiendrait 2 300 galaxies : c’est le plus riche amas de notre voisinage. Les galaxies elliptiques y représentent 30%. M87 en est au centre : c’est la plus grosse galaxie connue, 10 000 milliards de masses solaires soit 40 fois plus que la nôtre.
• Hercule. Situé à 700 millions d’années-lumière, il contiendrait entre 20 et 30 galaxies.
• Fornax
• Persée

La distribution des amas ne semble pas homogène. On observe des régions vides qui côtoie des régions denses comme " le Doigt de Dieu " dans la constellation de Bérénice. Il pointe une autre région dense qui est le " Grand Mur ".

Environ 90% des galaxies cohabitent dans des amas ou superamas de galaxies. 20% des galaxies font partie d’un amas galactique contenant des centaines voire des milliers d’autres galaxies. Celles-ci sont distantes entre elles de quelques dizaines de millions d’années, ce qui est peu compte tenu de leur taille.

Certains amas sont très réguliers et ont une distribution sphérique tel que la Coma. On suppose ainsi qu’ils sont plus vieux car ils paraissent stables. Les amas sont dits réguliers s’ils possèdent une symétrie sphérique et une forte condensation centrale de galaxies.

D’autres, comme celui d’Hercule, sont irréguliers. Ils seraient en corps de formation. Mais d’après les mesures de Rosat, une nouvelle détermination de la vitesse des galaxies et une nouvelle analyse des données d’Einstein, on en déduit que l’amas de la Coma est constitué de 2 sous-amas en train de fusionner. Selon les observations en rayons X, au moins la moitié des amas proches est dans ce cas. Les amas riches et symétriques seraient alors en pleine formation. Ces structures existaient déjà il y a 5 milliards d’années, selon les observations d’amas de redshift 0.8 menées par le programme CFRS (Canada-France-Hawaï Redshift Survey) entre 1993 et 1995.

Les amas de galaxies ne contiennent pas que des galaxies. Ils contiennent un gaz très chaud à dix millions de degrés et sûrement de la matière noire. La masse d’un amas riche de quelques milliers de milliards de masses solaires serait répartie en 5% de galaxies, 15% de gaz chaud et 80% de matière noire. Ces résultats proviennent des études depuis les années 30. A l’époque, Fritz Zwicky étudiait le mouvement des galaxies de la Coma afin de calculer la masse. Il étudiait la vitesse radiale de la galaxie grâce au spectre. En 1987, une autre observation vient confirmer ces mesures : les arcs gravitationnels. A partir de la forme de l’arc, on en déduit la masse de l’astre perturbateur. Quant au gaz chaud, sa découverte date des premières observations du ciel en X (1970). La source du rayonnement intense en X est les électrons du plasma, gaz ionisé porté à une température de 10 millions de degrés.

D’où vient ce gaz chaud ? Serait-il un reste du gaz primordial ou s’est-il échappé des galaxies suite à de violentes formation d’étoiles ?

Il semble que le gaz soit d’origine primordiale mais la présence de fer montre qu’il y a contamination ultérieure. Le gaz s’étale dans le champ de gravité de l’amas : il est en équilibre hydrostatique.

La densité des amas semble varier énormément, à la fois d’un amas à l’autre et aussi à l’intérieur de l’amas. Au cœur de la Coma, on trouve surtout des galaxies elliptiques et lenticulaires et les spirales réapparaissent à mesure que l’on s’écarte du centre. Les spirales ont leur structure perturbée, on les appelle des " spirales anémiques ". Par contre dans l’amas de Virgo, le cœur renferme des spirales. Le centre de l’amas est constitué par les galaxies cD " central dominant ". Elles se seraient formées dans des régions plus denses que la moyenne. Dans la deuxième hypothèse, la densité importante de la région aurait permis des collisions plus nombreuses de galaxies.

Le cœur des amas riches et réguliers est constitué de 70% d’elliptiques et de lenticulaires ; alors qu’à la périphérie, la population ressemble à celle des galaxies isolées dites " de champ " : 70% de spirales et d’irrégulières, 20% de lenticulaires et 10% d’elliptiques. D’après l’Américain Alan Dressler, la densité moyenne de galaxies détermine sa population : plus cette densité est élevée, plus on trouve de galaxies elliptiques et lenticulaires. Dans un amas, les spirales sont fortement appauvries en hydrogène atomique, comme le révèle la raie spectrale H21. Plus on s’approche du centre, moins les spirales contiennent d’hydrogène, jusqu’à 5 fois moins qu’une galaxie isolée.

2 712 amas ont été découvert par Georges Abell. Pour lui, un amas est une concentration contenant au moins 50 galaxies. Il s’agit d’amas très denses. Il remarqua que les amas semblaient faire partie d’un superamas. Le terme " superamas " n’implique pas une relation dynamique entre les divers membres. Structures les plus vastes connues, les superamas sont de longs filaments constitués de nombreux amas de galaxies. Les superamas contiennent généralement des dizaines d’amas disposés en chapelet. La densité de matière dans les vides intergalactiques est 100 à 1 000 fois plus faible que dans les superamas.

Vierge. Le superamas de la Vierge, dont la Voix Lactée fait partie, semble être animé d’une vitesse de 600 km/s en direction du " Grand Attracteur ". Il est aussi appelé superamas Local. Décrit par De Vaucouleurs dans les années 50, il est centré sur l’amas de la Vierge et contient une cinquantaine d’amas.

Hercule. Son cœur présente la particularité de contenir principalement des galaxies spirales et non elliptiques. Il s’étend sur plus de 260 millions d’années-lumière. Il est constitué de 6 amas d’Abell reliés les uns par les autres par d’autres galaxies. Selon le programme informatique, il contient 42 amas d’Abell.

Hydre-Centaure

Persée. Il est le superamas le plus grand car il s’étend sur plus d’un milliard d’années-lumière. Il est situé dans les constellations de Persée et de Pégase.

Coma-A1367 : il contient plus d’un million de galaxie et occupe un volume de 10²³ années-lumière cube. Il est situé dans les constellations de la Chevelure de Bérénice et du Lion à 300 millions d’années-lumière et couvre 20° du ciel.

A présent, 102 superamas potentiels ont été découverts à partir d’un programme informatique basé sur la méthode de percolation. Elle consiste à, dans un premier temps, balayer une sphère de 130 millions d’années-lumière centrée sur un amas d’Abell donné. Il recherche alors un autre amas d’Abell dans ce volume. Dès qu’il en trouve un, il considère que ces 2 amas font partie de la même formation et explore un volume identique centré sur le second amas. Le programme sélectionne toutes les régions où les amas d’Abell sont proches et donc où la probabilité d’avoir un superamas est élevée.

En 1981, R. Kirshner découvrit une région dans la constellation du Bouvier totalement vide. Le diamètre de cette région de vide intersidéral délimitée par des " parois " de galaxies est de 250 millions d’années-lumière. Elle est caractérisée par l’absence totale de galaxies spirales et elliptiques. Il semble néanmoins que, selon Kirshner et Moody, il y ait des galaxies naines très peu brillantes.

Dans le superamas du Coma, la distance entre les filaments est d’une centaine de millions d’années-lumière. Ce sont là encore des régions vides.

Ces observations ont conduit à exprimer une nouvelle théorie de structure de l’Univers : " la théorie des bulles ". Les galaxies et amas formeraient des bulles dont la plus grande aurait un diamètre comparable à celui du vide intergalactique.

En utilisant un programme informatique recherchant les régions de rayons supérieurs à 80 millions d’années-lumière ne contenant aucun amas d’Abell, 29 vides intergalactiques potentiels, tous de forme sphérique ou ellipsoïdale, ont été découverts.

Ce sont des astres qui ont un noyau très brillant et qui ont l’apparence d’une étoile mais dont leur luminosité est égale ou supérieure au reste de la galaxie. Ils ont un diamètre inférieur à 1 année-lumière et une masse centrale comprise entre 10 millions et 10 milliards de masses solaires. Il s’agit de millions d’étoiles ou un gaz porté à haute température. Ils émettent un fort rayonnement en radio, IR, visible, X et gamma. Ils expulsent des jets cosmiques de gaz qui ont des dimensions allant de l’année-lumière au million d’années-lumière. Ces jets sont constitués de particules ultrarapides, accélérées à des vitesses proches de la lumière, qui donnent naissance à un rayonnement non thermique : soit par effet synchrotron (particules déviées de leur trajectoire, comme dans un accélérateur de type synchrotron), soit par collisions avec d’autres particules. Ces collisions doivent être l’origine du rayonnement gamma observé par Egret.

NGC 4261 est une des galaxies les plus brillantes de l’amas de la Vierge. Elle émet un puissant rayonnement radio, dû probablement à la présence d’un trou noir supermassif de 10 milliards de masses solaires.

Grâce au VLBA, une équipe de l’Institut Max Planck a observé en 1997 la limite externe du disque d’accrétion de NGC 1068 dans la Baleine. Le disque de gaz ionisé mesure 3 années-lumière.

Ce sont des NGA. Découvertes en 1943 par C. Seyfert, ces galaxies ont un noyau très brillant qui est le siège de mouvements importants de gaz. Leurs spectres présentent des raies très brillantes et, pour l’hydrogène, très larges, ce qui implique des vitesses de plusieurs milliers de km/s. Il y a 5% des galaxies qui renferment un noyau de Seyfert. Elles se distinguent par un excès de lumière dans le visible, l’UV, l’IR, les rayons X et les ondes radio. On les classe selon deux types : les Seyfert 1 qui ont des raies larges et les Seyfert 2 qui ont des raies étroites.

Les galaxies de Seyfert sont légèrement moins lumineuses que les quasars. Si le noyau a une magnitude absolue inférieure à –23, alors c’est une galaxie de Seyfert. Si sa magnitude est supérieure, c’est un quasar.

Nom proposé par M. Schmidt pour quasi stellar objects du fait de leur faible éclat relatif. Les plus lointains observés sont à 14 milliards d’années-lumière. Il s’agit des astres les plus lointains que l’on puisse voir. Le premier quasar découvert en 1963 est 3C273 et il est à 2 milliards d’années-lumière. En réalité, le premier détecté a été 3C48 deux ans auparavant mais il n’a pas été classé dans cette catégorie. La raie la plus intense émise par les quasars est la raie alpha de la série de Lyman de l’hydrogène atomique.

Du fait de leur petite taille et de la puissance émise, l’idée qu’ils seraient peut-être alimentés par des trous noirs se généralise.

Au-delà d’un redshift z = 4, on n’observe pratiquement plus de quasars. Ou bien la poussière est si ténue qu’elle empêche de voir ces astres, ou bien ils n’existaient pas à cette époque. Selon Keel et White, les galaxies n’influent probablement pas sur l’observation à très grand redshift.

Il y a à peine 10% des quasars qui sont de puissants émetteurs radio. Les émissions radio proviennent des jets de matière de particules relativistes. Mais ces émissions ne sont observables que si la direction des jets coïncide avec la lignée de visée. Les quasars radio seraient situés dans des galaxies elliptiques géantes et les non-radio dans des galaxies spirales. Selon l’étude de 33 quasars radio et non-radio situé à la même distance, environ 4 milliards d’années-lumière, réalisée par des astronomes de l’université d’Edimburg à partir des images prises par le HST et le télescope Ukirt, tous les quasars seraient situés dans des galaxies elliptiques géantes.

Le HST a observé 4 quasars compris entre 3 et 4 milliards d’années-lumière. Il semble qu’ils ne résident pas dans une galaxie-hôte. Ceci est en contradiction avec l’idée que les quasars soient des cœurs actifs de galaxies. Les quasars seraient un premier stade des galaxies, avant la création des étoiles.

A partir des mesures effectuées par les télescopes de l’Iram, A. Omont a découvert chez les quasars à très grand redshift l’émission d’ondes millimétriques dues à la présence de poussières de certaines molécules comme le monoxyde de carbone (CO). Le CO dont la synthèse résulte des réactions nucléaires stellaires indique que les premières galaxies ont commencé très tôt (un milliard d’années après le big-bang)et de manière très active (taux de formation 100 à 1 000 fois plus important qu’actuellement) à former des étoiles.

Le quasar BR 1202, situé à z = 4.69, contient des énormes quantités de monoxyde de carbone, ce qui implique qu’un milliard d’années après le big-bang, l’astre avait déjà connu 2 ou 3 générations d’étoiles.

Les quasars et les BL Lac qui ont une forte émission de photons gamma sont appelés "blazars", contraction de BL Lac et quasar. Ce sont des sources de lumière d’intensité extrêmement variable. Elles se caractérisent par l’absence de raies.

L’astre le plus lumineux de l’Univers est le quasar du Lynx APM 08279 +5255 : redshift z = 3.87, luminosité L = 1 000 milliards de Soleil, magnitude absolue M = -33.

Objet	Type	Constellation	z	v (en km/s)	% c
Mrk 421	Quasar-BL Lac	UMa	0.031	9 150	3.1
Mrk 205	quasar	Dra	0.07	20 250	6.8
3C273	quasar	Vir	0.158	43 665	14.6
0735+178	quasar-BL Lac	Gem	0.424	102 000	34
3C232	quasar	Leo	0.533	121 000	40.3
Q 0957+561	quasar	UMa	1.39	210 400	70.2
0014+813	quasar	Cep	3.41	270 500	90.2
OQ 172	quasar	Boo	3.53	272 000	90.7
2000-330	quasar	Sgr	3.78	274 600	91.6
PC 1247+3406	quasar	Cnv	4.897	283 000	94.4

Ce sont des galaxies ayant une forte émission dans les ondes radio. Ce sont, en général, des galaxies elliptiques géantes qui possèdent 2 gigantesques lobes symétriques s’étendant sur des centaines de milliers d’années-lumière et d’où provient le rayonnement radio. Des jets de matière éjectés du noyau à des vitesses relativistes relient les 2 lobes. Généralement symétriques en radio par rapport au noyau, ces jets peuvent rester rectilignes sur des centaines de milliers d’années-lumière, ceci suppose l’existence d’un intense champ magnétique capable de les canaliser. Par contre, en optique, ils sont toujours asymétriques.

La radiogalaxie 4C41.17 se situe à 12 milliards d’années-lumière et elle est l’un des plus lointains astres connus.

La radiogalaxie B2 0902+34, située dans la constellation du Lynx, a été découverte en 1988. Elle est constituée d’étoiles très jeunes, moins de 10 millions d’années.

Découvertes dans les années 70 par B. Markarian, ces galaxies se distinguent par une intense émission dans l’UV. 2 000 galaxies de Markarian ont déjà été répertoriées. 10% d’entre elles sont des galaxies de Seyfert

Markarian 421, de type BL Lac et détectée en avril 1992, est une source gamma ultraénergétique qui a libéré à deux reprises successivement (enregistré les 7 et 15 mai 1996) un flux de photons d’un TeV.

Markarian 273 est une NGA situé à 500 millions d’années-lumière. Son cœur double, dont les composantes sont séparées de 1’’ d’arc soit 2 200 années-lumière, suppose la fusion de 2 galaxies.

Il s’agit d’un mirage occasionné par le passage d’une masse importante comme un amas de galaxie entre nous et un autre amas de galaxie. Le premier qui en a émis l’hypothèse était Albert Einstein qui considérait que la gravitation n’était plus une force véhiculée par un boson mais une conséquence de la courbure de l’espace-temps.

Il existe deux sortes de mirages gravitationnels :

• les mirages où il y a formation d'un arc dû au passage d'une très forte et étendue masse telle qu'un amas de galaxie (photos du haut ci-dessous)
• les mirages qui double l'image d'une étoile (photos du bas ci-dessous)

• 1966 : le quasar PKS 0106+01 avec un redshift de 2.1 (radiotélescope de Parkes, Australie).
• 1967 : PKS 0237-23 avec un redshift de 2.22 (radiotélescope de Parkes).
• OQ 172 a un redshift de 3.53.
• 2000-330 avec un redshift de 3.78.
• 1982 : le quasar PKS 2000-330 avec un redshift de 3.78 (radiotélescope de Parkes).
• 1987 : le quasar Q0051-279 avec un redshift de 4.43 (radiotélescope de Parkes).
• 1990 : le quasar PC 1247+3406 a un redshift de 4.897, soit une vitesse de fuite de 283 000 km/s soit 94.4% de la célérité de la lumière.
• Sept 1997 : l’amas Cl1358+62 avec un redshift de 4.92.
• Déc. 1997 : le quasar RD1 dans la constellation avec un redshift de 5.34 (Keck 2).
• Mai 1999 : la galaxie A dans la constellation de la Grande Ourse de magnitude 28 avec un redshift de 6.68 c’est-à-dire que l’Univers avait 5% de son âge actuel (HST dans une longueur d’onde perçue dans l’infrarouge à 930 nm pour une longueur d’onde émise dans l’ultraviolet à 121 nm).