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LES GALAXIES

1. Définitions et histoire

2. Les catalogues

3. La classification des galaxies

4. Les propriétés physiques des galaxies

5. Les propriétés des galaxies spirales

6. Notre galaxie, la Voie Lactée

7. Le Groupe Local

8. Les amas de galaxies

9. Formation et évolution des galaxies

10. Quelques exercices pratiques

11. Conclusion

 

Un grand merci à Aymeric Berranger, de la société astronomique de Rouen, qui nous a fourni la matière de ces pages

 

LES GALAXIES

DEFINITIONS ET HISTOIRE

Une galaxie est un ensemble d’étoiles, de gaz et de poussières dont la cohésion est assurée par la gravitation. La galaxie à laquelle appartient le système solaire où nous vivons s'appelle la Voie Lactée. Mais il existe des milliards d'autres galaxies dans l'univers.

La galaxie NGC 2841 / Photo NOAO

Avant le XVIIème siècle, on pensait que toutes les étoiles étaient à la même distance. En 1610, Galilée constate avec sa petite lunette astronomique que la Voie Lactée est en fait composée d’une multitude d’étoiles. Mais il fallut attendre 1809 et l'astronome William Herschel pour qu'apparaisse pour la première fois une représentation de la Voie Lactée comme un disque aplati d'étoiles, avec le Soleil au centre.

W. Herschel et sa carte de la Voie Lactée

Et ce n'est qu'en 1850 que l'anglais Lord Ross découvrit la structure en spirale de certaines galaxies, comme la célèbre Galaxie des Chiens de Chasse, M51.

En 1915, Harlow Shapley constate que le Soleil n'est pas situé au centre de la Voie Lactée mais à 30 000 années- lumière (a-l) du centre de notre galaxie. Une année-lumière (a-l) est la distance parcourue par la lumière en un an, soit environ 9500 milliards de km.

H. Shapley

C'est en 1925 qu'Edwin Hubble calcule la distance de la Galaxie d’Andromède et constate qu'il s'agit d'un objet situé à des millions d'a-l de nous, bien au-delà de toutes les étoiles, de toutes les nébuleuses constituant notre galaxie. A l'intérieur de notre galaxie, les étoiles sont séparées par des distances qui vont de quelques années-lumière à plusieurs dizaines de milliers d'années-lumière. Les distances qui séparent la Voie Lactée des autres galaxies se comptent, elles, en millions d'années-lumière.

E. Hubble

LES CATALOGUES

Pour s'y retrouver parmi les milliards de galaxies de l'univers, les astronomes ont mis au point des catalogues. Le plus ancien de ces catalogues est celui mis au point par l'astronome français Charles Messier, à la fin du XVIIIème siècle.

Ch. Messier

Dans ce catalogue, Messier a recensé 110 objets qui apparaissaient comme des taches floues dans son télescope. Parmi ces 110 objets, nous savons aujourd'hui que 40 sont des galaxies. Les autres taches floues de ce catalogue sont constituées par des amas d'étoiles, des nébuleuses. Chacun des objets du catalogue de Messier est numéroté par la lettre M, suivie d'un chiffre de 1 à 110. Par exemple, la Grande Galaxie d'Andromède est répertoriée sous le numéro M31. Ce catalogue est encore très utilisé de nos jours par les astronomes amateurs.

Les 110 objets du catalogue Messier

Avec le développement de la puissance des télescopes, de nouveaux catalogues plus complets ont ensuite été mis au point, comme le New General Catalogue, à la fin du XIX° siècle. Dans ce catalogue, 7840 objets y sont répertoriés par les lettres NGC suivies d'un chiffre (NGC). Par exemple, dans ce catalogue, la Grande Galaxie d'Andromède, appelée M31 dans le catalogue de Messier, porte ici le numéro NGC 224.

Un autre catalogue, très employé aujourd'hui par les astronomes professionnels est le catalogue Abell, mis au point dans les années 50, et qui recense non pas les galaxies mais les amas de galaxies.

LA CLASSIFICATION DES GALAXIES

Pour essayer de s'y retrouver parmi toutes les galaxies, l'astronome américain Edwin Hubble les a réparties en 1926 en 3 catégories :

  • les galaxies elliptiques, qui représentent environ 30 % de toutes les galaxies observables
  • les galaxies spirales, barrées ou non (67 % des galaxies)
  • les galaxies irrégulières (3 % des galaxies)

Hubble pensait que ces différentes formes de galaxies correspondaient à des degrés d'évolution différents dans la vie des galaxies. On sait aujourd'hui qu'il n'en est rien. Ces 3 catégories sont schématisées sur le diagramme de Hubble en forme de diapason.

LES GALAXIES ELLIPTIQUES

Les galaxies elliptiques (30 % de toutes les galaxies observables) sont des galaxies plus ou moins aplaties en forme d'ellipse, comme l'indique leur nom. Un bon exemple est constitué par les galaxies M32 et M110, satellites de la Grande Galaxie d’Andromède M31

Les galaxies elliptiques sont classées en fonction du degré d'aplatissement de leur ellipse de E0 (galaxie de forme sphérique) à E7 (très aplatie). Vous pouvez assez facilement mesurer vous-même le degré d'aplatissement d'une galaxie sphérique grâce au schéma et à l'équation ci-dessous.

la valeur de "En" est calculée avec n = 10 * (a-b) / a

Une page d'exercices est à votre disposition afin de vous entraîner à identifier les différents types de galaxies. Montrez-nous de quoi vous êtes capables !

LES GALAXIES SPIRALES

Les galaxies spirales (67 % de l'ensemble des galaxies observables) sont des galaxies en forme de disque, composées d'un bulbe central, ou noyau, d'où partent des bras constitués de poussières, de gaz et d'étoiles, qui s'enroulent en spirales autour du bulbe. La Voie Lactée, notre galaxie, ainsi que notre voisine la Grande Galaxie d’Andromède sont des galaxies spirales.

La galaxie spirale M 74 / Photo NOAO

Dans plus de la moitié de ces galaxies, les bras prennent naissance au niveau d'une barre centrale de gaz et d'étoiles qui entoure le noyau de la galaxie.

La galaxie spirale barrée NGC 1365 / Photo NOAO

Les bras spiraux sont plus ou moins marqués et leur forme permet de classer les galaxies spirales de Sa, ou spirales barrées SBa (gros bulbe central et bras très enroulés autour) à spirale Sc, ou spirale barrée SBc (petit bulbe avec des bras moins enroulés).

M65 est une galaxie spirale Sa / Photo NOAO

M 83 est une galaxie spirale Sc / Photo NOA

Les deux galaxies précédentes sont vues de face, ce qui facilite leur identification. Mais lorsque nos télescopes les montrent de profil, vues par la tranche, il est moins facile de savoir de quel type de galaxie spirale il s'agit. Mais le spectacle n'est pas moins beau !!!

M 104, la "galaxie du Sombrero" / Photo NOAO

NGC 891 / Photo NOAO

NGC 4565 / Photo NOAO

NGC 5907 / Photo NOAO

LES GALAXIES IRREGULIERES

Les galaxies irrégulières représentent 3 % de toutes les galaxies observables : elles sont donc beaucoup moins fréquentes. Leur forme mal est mal définie et on n'y reconnaît ni ellipse, ni spirale ni barre centrale. Un exemple très proche nous est donné par les Nuages de Magellan, que l'on peut voir dans le ciel de l'hémisphère austral, et qui sont en fait deux petites galaxies irrégulières satellites de notre galaxie, la Voie Lactée.

Le Grand et le Petit Nuages de Magellan / Photo JC Dalouzy

M 82, la "galaxie du Cigare", est une galaxie irrégulière / Photo NOAO

Bon, maintenant, fini de rigoler : au boulot ! Nous vous rappelons qu'une page d'exercices est à votre disposition afin de vous entraîner à identifier les différents types de galaxies. C'est le moment de mettre en pratique ce que nous venons de vous apprendre !

PROPRIETES PHYSIQUES DES GALAXIES

Le diamètre moyen d'une galaxie s'échelonne entre 30 000 et 150 000 a-l . Le nombre d’étoiles contenues dans une galaxie varie entre 10 millions et 10 000 milliards.

Taille comparée de quelques galaxies célèbres

La masse de gaz d'une galaxie constitue 0 à 30 % de sa masse totale. L'une des grandes énigmes de l'astronomie moderne réside justement dans la masse des galaxies : les calculs et les mesures ont beau avoir été faits et refaits, il manque une quantité énorme de matière pour expliquer la gigantesque force d'attraction gravitationnelle qu'exerçent les galaxies. Les étoiles, les pousières, les gaz observés au télescope ne représentent que 10 % de la matière des galaxies. 90 % de la masse des galaxies sont constitués par une matière qui n'a toujours pas été identifiée.

Cette masse de matière exerce une forte attraction sur les étoiles des galaxies, lesquels suivent un mouvement circulaire en orbite autour du bulbe central des galaxies pirales. Ce mouvement est plus chaotique dans une galaxie elliptique.

La classification des galaxies en 3 catégories de forme que nous avons vues précédemment a une traduction physique :

  • Les galaxies elliptiques sont constituées essentiellement de vieilles étoiles. Ces galaxies ne contiennent pas de poussière et peu de gaz. Ces galaxies ont une couleur dominante rouge. Elles sont souvent de petite taille et de faible luminosité. Elles sont présentes en très grand nombre dans les amas de galaxies
  • Les galaxies spirales contiennent de plus en plus d’étoiles jeunes de Sa à Sc. Elles renferment beaucoup de gaz et de poussières, qui se répartissent essentiellement le long des bras spiraux
  • Les galaxies irrégulières sont très riches en étoiles jeunes, et sont de couleur dominante couleur bleue. Environ 30 % de leur masse visible est sous forme de gaz.

Un schéma montrant la répartition des galaxies selon leur couleur et la quantité de gaz qu'elles contiennent peut être réalisé :

PROPRIETES PHYSIQUES D'UNE GALAXIE SPIRALE

Les astronomes en savent aujourd'hui un peu plus sur la structure, les propriétés physiques et le fonctionnement d'une galaxie spirale analogue à notre Voie Lactée. Les étoiles jeunes, les gaz et les poussières interstellaires sont pour l'essentiel localisés dans les bras. Le bulbe central ne contient que de vieilles étoiles et est très pauvre en gaz et en poussières.

La galaxie tourne sur elle-même dans un mouvement de rotation dans le sens de l’enroulement des bras. Ces bras ne constituent pas une une structure matérielle d'un seul bloc, qui existerait depuis la naissance de la galaxie : cette hypothèse est fausse car une telle structure n'aurait jamais pu survivre au-delà de quelques rotations de la galaxie sur elle-même. Autre argument venant infirmer cette hypothèse : la vitesse de rotation des étoiles au sein de la galaxie est supérieure à celle des bras !

La galaxie spirale M 61 / Photo NOAO

En fait, il faut plutôt se représenter notre Voie Lactée comme si elle était parcourue par des ondes de densité, dues à un champ de gravitation variable selon la distance séparant les étoiles composant et le centre de la galaxie. Etoiles et gaz sont accélérés et concentrés en certaines régions de la galaxie et au contraire ralentis en d'autres endroits. L’onde de densité comprime les gaz des bras galactiques lors de son passage, d’où la formation de jeunes étoiles supergéantes bleues dont l’éclat souligne la position des bras.

La galaxie spirale M 83 / Photo NOAO

Les bras sont les lieux où les orbites des étoiles passent par un minimum de vitesse. Par analogie, on pourrait comparer les bras aux bouchons qui apparaissent sur une autoroute.

Une simulation (vidéo mpeg de 1.9 Mo) de la formation des bras d'une galaxie est à votre disposition en cliquant sur l'image ci-dessous:

Quant à la barre centrale de notre galaxie, il s'agirait en fait d'un phénomène transitoire par lequel passeraient la plupart des galaxies.

La galaxie spirale barrée M 66 / Photo NOAO

NOTRE GALAXIE

La Voie Lactée est le nom donné à notre galaxie. Cette mince bande diaphane qui traverse le ciel, notamment lors des belles nuits d'été, c'est notre galaxie que nous voyons par la tranche, depuis l'intérieur, puisque notre Soleil n'est que l'une des 200 milliards d'étoiles qui la composent.

Aux dernières nouvelles, les astronomes pensent que notre galaxie est une galaxie de type spirale barrée, de 100 000 a-l de diamètre et de 1000 a-l d'épaisseur. Les 200 milliards d’étoiles qui la composent sont des étoiles multiples pour la plupart (des étoiles doubles, triples, etc...), parfois réparties en amas d’une centaine de membres. En terme de masse, la Voie Lactée représente l'équivalent de 150 milliards de fois la masse du Soleil. Une bonne partie de cette masse nous est invisible, cachée de l’autre côté de notre galaxie par le bulbe central de la Voie Lactée.

Un Trou Noir existe probablement au centre du bulbe de la Voie Lactée. Notre galaxie contient aussi beaucoup de gaz et de poussières. Elle est entourée par tout un halo d’amas d'étoiles, appelés amas globulaires en raison de leur forme très condensée, contenant chacun entre 1000 à 100 000 très vieilles étoiles , ces amas étant en orbite autour du bulbe central de la Voie Lactée.

L'amas globulaire M13 / Photo Ray Gralak

Notre Soleil n'est qu'une pauvre étoile solitaire, très petite, située à 26 000 a-l du centre de la galaxie. Il met 250 millions d’années pour accomplir une orbite circulaire autour du bulbe de la Voie Lactée, à la vitesse de 200 km/s.

LE GROUPE LOCAL

La Voie Lactée n'est pas isolée. Elle fait partie d'un petit amas de galaxies, appelé par les astronomes le "groupe local", et composé d'environ 30 galaxies réparties dans une sphère de 5 millions d’a-l de diamètre.

Le groupe local est dominé par une galaxie géante, la Grande Galaxie d’Andromède, qui est au minimum 50 % plus grande que la Voie Lactée. La Galaxie d'Andromède contient 400 milliards d’étoiles soit 2 fois plus que notre galaxie. Elle est située à 2 millions d’a-l de nous. Avec la Voie Lactée et la Galaxie d'Andromède, le groupe local est dominé par une troisième grosse galaxie spirale, la Galaxie du Triangle, M33. Le reste du groupe local est constitué par des petites galaxies elliptiques ou irrégulières, les plus petites ne contenant que 10 millions d’étoiles.

M 31, la Grande Galaxie d'Andromède / Photo NOAO

M 33, la galaxie du Triangle / Photo NOAO

Le Grand Nuage de Magellan

NGC 6822 / Photo NOAO

Le groupe local

LES AMAS ET LES SUPER-AMAS DE GALAXIES

Dans un rayon de 5 à 8 millions d'a-l autour du groupe local, aucune galaxie n'a été détectée entre 5 et 8 millions d'a-l. Au-delà de cette gigantesque distance, d'autres groupes de galaxies existent, ainsi que des amas géants. Le plus proche de ces amas est l'Amas de la Vierge, situé à 50 millions d’a-l, et qui contient environ 2500 galaxies réparties dans un diamètre de 10 millions d’a-l. Cet énorme amas de galaxies est bordé de petits groupes analogue à notre goupe local : groupe des Chiens de Chasse, groupe de la Grande Ourse etc... Au printemps, les galaxies composant l'Amas de la Vierge sont bien visibles dans un télescope.

Une partie de l'Amas de la Vierge

Amas et groupes locaux, tous ces mondes sont liés par la force universelle de l'attraction gravitationnelle au sein d'un super-amas de galaxies de 100 millions d'a-l de diamètre, représenté ci-dessous:

 

Plusieurs autres superamas ont été détectés par les astronomes. Les plus proches sont le super-amas Persée-Poissons à 250 millions d’a-l, le super-amas Coma à 350 millions d’a-l.

Le super-amas Persée-Poissons

Le super-amas Coma

Le super-amas Abell 2151

Au centre de ces super-amas se trouvent des galaxies super-géantes elliptiques, comptant environ 10 000 milliards d’étoiles. Les galaxies spirales, comme la nôtre, se trouvent généralement situées à la périphérie de ces super-amas galactiques. Si vous possédez l'ADSL, un clip vidéo de 884 ko au format mpeg, montrant la formation d'un super-amas est disponible

Carte des amas de galaxies les plus proches de nous

Les super-amas ne se répartissent pas au hasard dans l'univers mais se regroupent au contraire en formant de longs filaments galactiques. Ces grandes structures sont presque vides de toute galaxie. En fait, la répartition de ce ssuper-amas ressemble un peu à la répartition de matière dans de la mousse.

En cliquant sur l'image ci-dessus, une animation de 1.85 Mo au format mpeg, montrant la formation de ces filaments d'amas galactiques est disponible si vous possédez l'ADSL.

Là encore, comme pour les galaxies, l'hypothèse de la masse manquante, de la masse cachée, est nécessaire pour expliquer la stabilité gravitationnelle de ces super-amas ainsi que la présence de ces mirages optiques que sont les arcs gravitationnels d'Einstein

Les arcs d'Einstein dans le super-amas Abell 2218

Ces arcs sont l'une des preuves de la validité de la théorie de la relativité : Einstein avait prédit qu'une masse suffisamment importante, comme un amas de galaxies, pouvait dévier les rayons lumineux d'une galaxie située loin à l'arrière-plan et en donner un mirage déformé pour l'observateur terrestre.

 

Mirages d'Einstein et déviation de la lumière par les amas de galaxies

LA FORMATION ET L'EVOLUTION DES GALAXIES

On le sait aujourd'hui : la théorie de Hubble et son diagramme en diapason avec une évolution des galaxies de la gauche vers la droite sont faux. La preuve en a été apportée par la présence de très vieilles étoiles dans tous les types de galaxies et pas uniquement dans les galaxies situées à droite du diagramme en diapason. Il semblerait que la formation des galaxies soit apparue très tôt dans l'histoire de l'univers, quelques centaines de millions d’années seulement après le big-bang, sous la forme d’énormes grumeaux d’hydrogène et d’hélium de plusieurs centaines de millions de masse solaire.

Ces nuages de gaz se seraient effondrés et condensés en raison d'une rotation de plus en plus rapide sur eux-mêmes, donnant ainsi naissance aux amas globulaires d'étoiles et aux galaxies naines. Pour autant, la suite de l'évolution des galaxies reste encore mal comprise et les débats font rage au sein de la communauté scientifique.

Ce que l'on sait, c'est que les collisions entre galaxies sont rarissimes, sauf au cœur des amas surpeuplés. En fait de collision, il faudrait d'ailleurs plutôt parler d'interpénétration entre deux galaxies car, ne l'oublions pas, des milliers d'a-l séparent les étoiles d'une galaxie et les risques de collisions réelles entre deux étoiles sont à peu près nuls. Par contre, ces interpénétrations entre deux galaxies entraînent des déformations dues aux forces de marées gravitationnelles : expulsion de disques gazeux, ponts de matière, flambées de formation d’étoiles nouvelles, absorption de petites galaxies par des galaxies cannibales

Le quintette de Stephan, bel exemple de plusieurs galaxies en interaction

NGC 4650A : une galaxie transperçant une autre galaxie

Galaxie de la Roue de Chariot : les jeunes étoiles sont de couleur bleue

AM 0644-741 : flambée de naissances d'étoiles bleues après l'inter-pénétration de deux galaxies

Une galaxie bien déformée : la Galaxie du Signe Intégral / Photo NOAO

L'interpénétration étroite des Galaxies des Antennes
Un clip vidéo de 1.05 Mo au format mpeg est disponible en cliquant sur l'image ci-dessus

Une "collision" de ce type est probable entre notre galaxie et la Grande Galaxie d’Andromède dans 3 milliards d’années environ. Les mouvements de marée gravitationnels auront vraisemblablement pour conséquence l'éjection du système solaire hors de la Voie Lactée. Une simulation mpeg de 1 Mo montrant la collision entre M31 et la Voie Lactée est disponible si vous possédez l'ADSL. Elle a été réalisée à partir d'un modèle théorique de 100 millions d’étoiles, en évolution sur 2 milliards d’années.

CONCLUSION

Plusieurs problèmes restent à résoudre :

  • quel est le mode exact de formation des galaxies ?
  • existe-t'il systématiquement un trou noir au centre de chaque galaxie ?
  • quelle est la nature de la masse manquante ?

Répondre à ces questions passe par l'amélioration des moyens d’observation, l'étude de l’évolution des galaxies et des amas au moyen de simulations informatiques plus puissantes que celles dont les astronomes sont capables aujourd'hui.

En attendant, pour vous en mettre plein les mirettes, allez jeter un coup d'oeil aux somptueuses photos de galaxies réalisées par le National Optical Astronomy Observatory.

Et pour finir en beauté, une chouette photo de la galaxie des Chiens de Chasse, M51, réalisée par le télescope spatial Hubble :

 

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