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GALAXIES

GALAXIES

L’observation à l’œil nu d’un ciel constellé d’étoiles montre que celles-ci ne sont pas réparties au hasard: elles tendent à se regrouper en une longue écharpe laiteuse qui parcourt la voûte céleste d’un bord à l’autre de l’horizon, et que nos ancêtres ont appelée la Voie lactée. Les philosophes grecs déjà déclaraient « qu’elle est formée d’astres tout petits et groupés si étroitement qu’ils nous apparaissent ne faire qu’un, en raison de l’intervalle qui sépare la Terre du ciel, comme si on avait répandu une poudre de grains de sel fins et nombreux ». On sait que depuis la fin du XIX^e siècle que cette trace blanchâtre de faible luminosité, formée de milliards d’étoiles que notre œil ne peut séparer les unes des autres, constitue un système que l’on nomme la Galaxie. Le Soleil, étoile centrale de notre système planétaire, n’est autre que l’une des cent milliards d’étoiles qui composent ce système (cf. la GALAXIE).

Grâce aux récits des grands voyageurs, on connaissait l’existence dans le ciel austral de deux nébulosités, comme des fragments échappés de la Voie lactée, les Nuages de Magellan (il s’agit de deux petites galaxies compagnes de notre Galaxie). De même, la nébuleuse d’Andromède (M31) était déjà connue des savants arabes dès le X^e siècle. L’utilisation de lunettes et de petits télescopes avait permis de détecter dans le ciel la présence d’objets dits nébuleux, par opposition aux étoiles, qui apparaissent comme des points brillants. Le catalogue établi par Charles Messier et d’après lequel sont nommées, entre autres, les galaxies les plus proches telles M31, M51, M81... date, dans sa forme finale, de 1784; les catalogues établis par William Herschel datent eux aussi des années 1780. Dès le milieu du XIX^e siècle, William Parsons découvre une structure spirale dans les galaxies proches M31, M33 et M101. Certaines nébuleuses sont déjà résolues en étoiles, et l’analyse spectrale de la lumière émise par la nébuleuse d’Andromède laisse à penser que cet objet pourrait être un gigantesque amas d’étoiles, conformément à l’hypothèse des « univers-îles », popularisée au milieu du XIX^e siècle par Alexander von Humboldt. Mais c’est la mise en service, dans les années 1920, de grands télescopes, en particulier sur le mont Wilson, aux États-Unis, qui a permis d’accéder à l’univers des galaxies.

Aujourd’hui, la recherche dans le domaine extragalactique avance à pas de géant. On a accru le nombre et la taille des grands télescopes au sol. On a placé des télescopes en orbite autour de la Terre. On a élaboré et construit des instruments et des récepteurs de plus en plus performants, tant en sensibilité que par l’étendue du domaine de longueur d’onde qu’ils permettent d’explorer. Ces progrès technologiques ont permis une floraison de découvertes inattendues et suscité l’apparition de nouveaux concepts.

La présentation générale des galaxies est d’abord effectuée: elle introduit au problème de la classification morphologique des galaxies et à celui de la détermination de leurs distances.

Dans une seconde partie, on fera ressortir les avancées dans la compréhension du monde extragalactique qui ont été réalisées depuis le début des années 1970.

1. Classification et nature des galaxies

Les galaxies comprennent de un à cent milliards d’étoiles chacune, et les grands télescopes permettent d’en distinguer des millions sur la sphère céleste. Leurs dimensions varient de quelques dizaines de milliers à quelques centaines de milliers de parsecs. Leurs formes variées (ellipses, spirales, irrégulières) ont conduit à une première classification connue sous le nom de séquence de Hubble.

Ces différences de forme sont en outre corrélées à des différences de population stellaire et à une plus ou moins grande richesse en matière interstellaire. L’étude de la Galaxie et de la proche galaxie d’Andromède montre que leur forme n’est pas immuable. Les forces gravitationnelles qui assurent la cohésion des galaxies conduisent à des systèmes assez lâches, facilement déformables. Les interactions de marée et les phénomènes de coalescence entre galaxies ont probablement joué un rôle important dans l’établissement des formes actuellement reconnues pour ces objets. Il est plausible aussi que la structure des galaxies est liée aux circonstances de leur formation, que n’explique toutefois à l’heure actuelle aucune théorie satisfaisante. Les galaxies naissent-elles par condensation d’une hypothétique matière intergalactique, naissent-elles avec leurs étoiles ou celles-ci sont-elles formées ultérieurement? Ou bien ont-elles toutes été formées telles qu’on les observe, dans les premiers instants d’un Univers encore très condensé? On en est toujours réduit à construire des scénarios divers.

Il est possible de mesurer simplement la vitesse radiale des galaxies. On constate alors qu’elles s’éloignent de nous avec une vitesse qui est proportionnelle à leur distance (loi de Hubble). Cette propriété, qui traduit le fait que l’Univers est en expansion, sert de support à toutes les théories cosmologiques actuelles. On a découvert, au centre de certaines galaxies, la présence d’une source intrinsèquement très lumineuse, appelée noyau actif de galaxie. La manifestation la plus extrême, rencontrée dans les quasars, a permis de sonder l’Univers lointain jusqu’à une époque située il y a 12 milliards d’années environ. Les problèmes de l’origine et de l’évolution de l’Univers constituent un chapitre distinct de l’astronomie galactique et extragalactique ^{[cf. COSMOLOGIE]}.

Classification des galaxies

La séquence de Hubble

La première classification des galaxies, qui est encore la plus usitée, repose sur des considérations purement morphologiques. Elle est due à Edwin P. Hubble et distingue trois grands types de galaxies: les galaxies elliptiques, les galaxies spirales et les galaxies irrégulières (fig. 1).

Les galaxies elliptiques ont la forme d’ellipsoïdes plus ou moins aplatis, avec une répartition d’étoiles augmentant vers le centre, mais ne révèlent aucune structure fine. Suivant leur ellipticité, on les qualifie de E⁰ (les plus sphériques), E¹, E², ..., ou E⁷ (les plus aplaties).

Les galaxies spirales ont une forme aplatie, la plupart des étoiles brillantes étant concentrées dans un disque peu épais, et suivant des bras qui dessinent des spirales à partir de la région centrale. Au centre des galaxies spirales se trouve une grande concentration d’étoiles, le bulbe. Les galaxies spirales se divisent elles-mêmes en deux branches: les spirales normales (S), dans lesquelles les bras partent directement du bulbe, et les spirales barrées (SB), dont les bras se détachent à l’extrémité d’une « barre » traversant le bulbe. De plus, les galaxies spirales, normales ou barrées, se différencient entre elles par l’importance relative de leur bulbe et de leurs bras et par l’ouverture de ces bras. On distingue ainsi les Sa et SBa, au bulbe important et dont les bras s’enroulent de façon serrée autour du bulbe, les Sc et SBc, au bulbe ténu et aux bras très ouverts et les Sb et SBb, aux propriétés intermédiaires.

Une nouvelle catégorie, les galaxies lenticulaires (S0), a été introduite pour désigner certaines galaxies elliptiques très aplaties possédant un bulbe très lumineux et, parfois, de la matière interstellaire absorbante esquissant l’ébauche d’un disque.

Enfin, dans les galaxies irrégulières , on ne peut mettre en évidence aucun axe de symétrie. Les Nuages de Magellan ont longtemps servi d’archétype des galaxies irrégulières, mais on s’est aperçu, par l’étude de la répartition de l’hydrogène neutre, que le Grand Nuage était en réalité une galaxie spirale déformée par des effets de marée gravitationnelle avec notre Galaxie. Les galaxies irrégulières sont riches en matière interstellaire et en étoiles jeunes.

Parmi les galaxies de grande taille, le type spiral domine nettement. Par exemple, sur six cents galaxies, Hubble avait identifié 17 p. 100 d’elliptiques, 19 p. 100 du type Sa et SBa, 25 p. 100 de Sb et SBb, 36 p. 100 de Sc et SBc et seulement 3 p. 100 d’irrégulières. Cependant, des études ultérieures de l’amas local et d’autres amas de galaxies proches ont montré que cette statistique était faussée par un effet de sélection. Il existe en particulier une classe d’elliptiques naines intrinsèquement peu lumineuses, donc détectables seulement lorsqu’elles sont proches, et dont le nombre semble supérieur à celui de tous les autres types.

Dénombrement des galaxies

La répartition des galaxies sur la voûte céleste n’est pas uniforme. Il apparaît une zone d’absence quasi totale, de 梁 20⁰ de part et d’autre de la Voie lactée, due à l’absorption de la lumière par le gaz et la poussière qui constituent la matière interstellaire de la Galaxie: la densité apparente des galaxies augmente donc quand on s’éloigne du plan galactique.

Si l’on corrige cet effet local, on peut montrer que les galaxies se répartissent d’une manière quasi uniforme sur le ciel, et qu’il n’y a accumulation dans aucune direction privilégiée, comme cela se produirait si l’Univers était fini et la Galaxie située dans une position excentrique.

Cependant, à plus petite échelle, on observe que les galaxies sont groupées en amas dans lesquels on peut en dénombrer parfois des milliers (tabl. 1). La dimension caractéristique d’un amas de galaxies peut atteindre plusieurs millions de parsecs. Les amas de galaxies sont eux-mêmes regroupés en superamas et semblent s’aligner le long de filaments ou de parois qui isolent des « vides » cosmiques. Cette organisation hiérarchique des structures dans l’Univers reflète très vraisemblablement les conditions physiques qui y régnaient au moment où les galaxies se sont formées, voire lors d’une phase antérieure. On constate également que tous les amas n’ont pas la même composition: les amas riches montrent un échantillonnage complet des différents types de galaxies, mais certains autres amas, très denses, ne contiennent que des galaxies lenticulaires. En général, les galaxies les plus brillantes sont au centre des amas alors que les plus faibles, animées de vitesses plus grandes, restent sur le pourtour. On trouve à nouveau, dans ce phénomène de « décantation », les effets des forces de gravitation. Parmi tous les amas, il faut citer le Groupe local , auquel appartient la Galaxie, et qui est un petit amas d’une vingtaine de galaxies groupées sur 1 000 kiloparsecs (tabl. 2 et fig. 2). Il comprend, en plus de la Galaxie et de ses deux galaxies satellites, le Grand et le Petit Nuage de Magellan, deux autres grandes galaxies spirales: Andromède (M 31, de type Sb), avec ses deux satellites M 32 et NGC 205, et la galaxie du Triangle (M 33, de type Sc). Les galaxies irrégulières y sont peu nombreuses (NGC 6 822, dans le Sagittaire, et IC 1 613, dans la Baleine); ce sont les elliptiques naines qui dominent, galaxies de petites dimensions, peu riches en étoiles (quelques dizaines de millions) et dépourvues de gaz et de poussière interstellaires. L’étude du Groupe local a révélé ce fait important que, à côté des galaxies géantes, il existait un grand nombre de galaxies naines peu lumineuses. Dans un amas de galaxies distant, ces galaxies naines ne sont pas détectées car nos instruments ne sont pas assez sensibles. Cela rend incertaines les estimations de la masse totale des amas.

Distance des galaxies

La détermination de la distance des galaxies est l’un des problèmes fondamentaux de l’astronomie, sur lequel reposent toutes les théories concernant l’origine et l’évolution de l’Univers. Le principe de cette détermination consiste à se repérer, à mesure que l’on s’éloigne, sur les astres intrinsèquement de plus en plus lumineux et dont on a « étalonné » la magnitude absolue par recoupement avec des objets de même type plus proches (indicateurs de distance).

Pour les galaxies voisines, on se repère d’abord sur les céphéides, qui sont des étoiles variables périodiques. En analysant les céphéides de notre Galaxie, on a pu montrer qu’il existait une relation simple entre la période T et la magnitude absolue M . En admettant que cette loi est valable pour les céphéides des autres galaxies, une simple mesure de la période d’une céphéide et de sa magnitude apparente m fournira le « module de distance »: m 漣 M = 5 lg d 漣 5, qui est une expression de la distance réelle d .

Cette étude des céphéides a fourni la distance des galaxies proches et a permis de vérifier que les autres étoiles les plus brillantes dans différentes galaxies ont une magnitude absolue identique. Il en est de même des grandes régions de matière interstellaire excitée par des étoiles jeunes (régions H II). L’observation de ces régions H II sert alors à déterminer la distance des galaxies plus éloignées, jusqu’à l’amas de la Vierge (2,3 Mpc). Au-delà, on s’appuie sur d’autres indicateurs de distance, comme les novae, supernovae et amas globulaires. Plus loin encore, on repère dans chaque amas de galaxies les galaxies elliptiques les plus brillantes, et l’on admet qu’elles ont la même magnitude absolue dans tous les amas. Là encore, le module de distance m 漣 M fournira la distance de l’amas.

La loi de Hubble

Une fois décomposé, le rayonnement émis par une galaxie montre l’ensemble des raies, en absorption et en émission, des étoiles et du gaz qui composent cette galaxie. En absorption, on y observe, par exemple, les raies H et K du calcium, le triplet vert du magnésium et les raies D du sodium (spectre solaire); en émission, on retrouve souvent les raies de l’hydrogène ionisé, de l’oxygène une ou deux fois ionisé, de l’azote et du soufre une fois ionisé et, dans le domaine millimétrique, des raies de la molécule CO. La mesure du déplacement de ces raies par rapport à celles d’une source au repos (effet Doppler-Fizeau) permet de déterminer la vitesse radiale dont est animée la galaxie.

Les premières mesures de vitesses radiales de galaxies montrèrent que la quasi-totalité étaient des vitesses d’éloignement (correspondant donc à un décalage vers le rouge). Cela fut vérifié par Edwin P. Hubble et Milton Humason pour des galaxies beaucoup plus lointaines, en portant sur un graphique la magnitude apparente de la dixième galaxie de différents amas en fonction du logarithme du décalage spectral.

Puis, en comparant la valeur de ces vitesses radiales avec la distance des galaxies, mesurée à l’aide des indicateurs de distance décrits précédemment, Hubble montra qu’il y avait proportionnalité entre ces deux quantités: plus une galaxie est lointaine, et plus sa vitesse d’éloignement est grande. Cela se traduit par la loi de Hubble , qui peut s’écrire, quelle que soit la direction de visée, V = Hd , où V est la vitesse radiale, d la distance et H une constante nommée constante de Hubble (fig. 3).

Généralement, V est exprimée en kilomètres par seconde et d en mégaparsecs (10⁶ parsecs). On admet que H est compris entre 50 et 75 km . s^-1 . Mpc^-1. La loi de Hubble permet ainsi de déterminer la distance d’une galaxie dès lors que l’on connaît sa vitesse radiale, aisée à obtenir à partir du spectre du rayonnement émis par la galaxie. Cette détermination des distances repose sur une hypothèse à vérifier, à savoir que la loi de Hubble, démontrée pour des galaxies relativement proches, reste vraie pour les galaxies plus lointaines, et jusqu’aux confins de l’Univers observable. La théorie de la relativité indique également que, lorsque la vitesse de récession approche la vitesse de la lumière, la formule classique de l’effet Doppler-Fizeau doit être modifiée. Il est alors difficile de déterminer les distances de ces galaxies très lointaines sans faire appel à un modèle d’Univers ^{[cf. COSMOLOGIE]}. Par ailleurs, la loi de Hubble n’est pas applicable aux galaxies du Groupe local et des amas très voisins, car la vitesse d’agitation, correspondant au mouvement propre de chaque galaxie à l’intérieur de son amas, peut être alors du même ordre de grandeur que celle qui est due à la récession. (Les vitesses d’agitation des galaxies à l’intérieur d’un amas sont de l’ordre de 100 km/s.)

Revenons sur le fait que la mesure des distances des galaxies repose sur la détermination de la relation période-luminosité des céphéides. En effet, cette détermination est délicate, ce qui a entraîné plusieurs révisions successives de l’échelle de distance. La première valeur de H trouvée par Hubble était de 600 km 練 s^-1 練 Mpc^-1; on réduisit une première fois cette valeur à 200 km 練 s^-1 練 Mpc^-1; les travaux de Allan Sandage et de Gérard de Vaucouleurs la situent à une valeur comprise entre 50 et 75 km 練 s^-1 練 Mpc^-1.

La loi de Hubble conduit à l’image simple d’un Univers en expansion depuis son origine, le big bang, il y a quelque 15 milliards d’années.

Nature et structure des galaxies

La matière intergalactique

L’espace situé entre les galaxies n’est sans doute pas parfaitement vide. On sait déjà qu’au voisinage d’une galaxie peuvent se trouver quelques amas globulaires gravitationnellement indépendants, ayant échappé à l’attraction des galaxies.

Mais le problème le plus important est de savoir s’il existe ou non une matière gazeuse et de la poussière dans l’espace intergalactique et, dans l’affirmative, quelles en sont les densités. Il est évident qu’un tel gaz, même extrêmement raréfié, pourrait représenter une masse totale égale ou même supérieure à celle de l’ensemble des galaxies et, par là, modifier considérablement les idées sur l’évolution de l’Univers.

Les travaux de Fritz Zwicky ont été les premiers à apporter un élément de réponse: l’existence de matière intergalactique ne fait aucun doute. La démonstration de Zwicky repose sur le fait suivant: si l’on procède au comptage des galaxies et des amas très éloignés vus au travers d’un grand amas proche, on s’aperçoit que la courbe présente un maximum au centre de l’amas, correspondant aux galaxies de l’amas lui-même, mais que ce maximum se trouve au milieu d’une zone où la densité apparente des galaxies est inférieure à la moyenne; ce fait peut être expliqué si l’on admet qu’il existe une matière absorbante à l’intérieur de l’amas, qui provoque une diminution de la magnitude apparente des galaxies situées à l’arrière-plan.

Au cours des années 1980, la détection du rayonnement X des amas de galaxies a révélé de façon directe la présence d’un gaz chaud intergalactique. Cette matière ténue portée à quelques dizaines de millions de degrés est enrichie en éléments lourds puisqu’on y observe des raies du fer. Elle correspond sans doute au mélange du résidu du gaz primordial à partir duquel l’amas de galaxies a été formé et de la matière éjectée par les galaxies dans leurs phases de formation stellaire intensive; en effet, lors de ces phases, de très nombreuses étoiles massives sont formées, produisant en grande quantité des supernovae qui soufflent alors dans l’espace intergalactique les éléments lourds qu’elles ont synthétisés. Bien que la densité de cette matière chaude soit extrêmement faible, le volume qu’elle emplit, et qui représente le volume occupé par un amas de galaxies, est énorme. Il est donc certain que la matière intergalactique représente une part de la masse cachée de l’Univers.

Une autre forme de matière que l’on peut dire intergalactique est constituée par les « ponts » qui relient certaines paires de galaxies. Ces « ponts de matière » ont été étudiés en détail par Zwicky et Boris Vorontzov-Velyaminov. Ils sont constitués par des étoiles et du gaz qui ont été arrachés à leur galaxie d’origine par suite de l’attraction gravitationnelle d’une galaxie voisine (effet de marée, cf. MARÉES).

Étude physique des galaxies

Les galaxies se différencient entre elles par leur forme, comme le traduit la séquence de Hubble. Mais elles se distinguent aussi les unes des autres par d’autres caractéristiques. En particulier, Herbert R. Morgan a montré qu’il y a une relation très nette entre la forme d’une galaxie et sa population stellaire telle qu’elle peut être déterminée à partir du spectre d’ensemble de la galaxie. Il a proposé une nouvelle classification reposant sur cette propriété.

Comme dans la Galaxie, les étoiles de différents types ne sont pas réparties de la même manière. Walter Baade a divisé les astres en deux grandes populations: la population I, qui comprend des étoiles chaudes, O, B, des céphéides, des supernovae de type II, ainsi que les grands nuages de matière interstellaire, brillants ou obscurs; la population II, formée des étoiles de type avancé, les supernovae de type I, RR Lyrae, amas globulaires, etc.

La population I ne se rencontre que dans les galaxies spirales, où elle se trouve concentrée au voisinage du plan de symétrie, particulièrement dans les bras, et dans les galaxies irrégulières, où elle est prédominante. Au contraire, la population II constitue l’ensemble des galaxies elliptiques, mais se trouve aussi dans les spirales où elle forme le noyau et le bulbe, ainsi qu’un ensemble à symétrie à peu près sphérique autour du disque, le halo. Il semble exister une transition continue entre les types de galaxies de Hubble si l’on considère l’importance de la population I, mais il est encore impossible d’affirmer qu’il s’agit là d’un phénomène évolutif et de relier la composition d’une galaxie à son âge. D’autant plus que les interactions gravitationnelles entre galaxies peuvent venir brouiller un scénario aussi simple.

L’étude du spectre des galaxies met en évidence leur rotation sur elles-mêmes. Si l’on place la fente d’un spectrographe parallèlement au grand axe d’une galaxie vue par la tranche, les régions situées d’un côté du centre se rapprochent de l’observateur alors que celles qui sont situées de l’autre côté s’en éloignent. Il en résulte un décalage des raies spectrales vers le bleu pour les premières régions, vers le rouge pour les secondes. Autrement dit, les raies obtenues seront inclinées, et cette inclinaison permettra de calculer la vitesse de rotation de la galaxie. Pour les petites galaxies, la méthode ne peut s’appliquer qu’aux régions les plus brillantes, c’est-à-dire proches du noyau. Pour les grosses galaxies, il est en revanche possible de mesurer indépendamment la vitesse radiale en différents points du grand axe et d’obtenir ainsi la variation de la vitesse de rotation en fonction de la distance au centre. Cette méthode optique est complétée par l’étude de la raie à 21 centimètres de l’hydrogène neutre: on peut également mesurer par effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale des différents nuages d’hydrogène neutre et construire la courbe de rotation donnant la vitesse en fonction de la distance au centre, avec une précision généralement meilleure que celle qui est donnée par la méthode optique. On utilise également les raies moléculaires issues des nuages de matière interstellaire qui émaillent le disque des galaxies spirales.

Les courbes de rotation des différentes galaxies spirales sont toutes assez semblables à celles de la Galaxie. En partant du centre, on peut distinguer trois régions où la courbe a un caractère particulier.

Près du centre (jusqu’à 1 kpc environ), le mouvement de rotation est difficile à mettre en évidence. Il s’y superpose d’autres mouvements d’expansion et de turbulence. Cependant, dans la galaxie d’Andromède, on a démontré la rotation très rapide d’une petite région (une dizaine de parsecs) située juste au centre, et identifiée avec le noyau.

Ensuite, jusqu’à une distance au centre égale environ au tiers du rayon de la galaxie, la vitesse linéaire croît proportionnellement à la distance au centre, c’est-à-dire que la vitesse angulaire reste constante.

Enfin, dans les régions les plus extérieures, la vitesse linéaire décroît généralement comme 1/r et correspond à une vitesse angulaire en 1/r ².

Ces deux lois de variations s’expliquent aisément à l’aide de la théorie de la gravitation. Dans les régions extérieures, les étoiles décrivent autour du centre de la galaxie une orbite régie par les lois de Kepler, la majeure partie de la masse des galaxies étant concentrée dans les régions centrales. En revanche, dans les régions plus proches du centre, on ne pourra plus supposer la masse attractive comme très concentrée. Les étoiles graviteront suivant une loi plus complexe que la loi de Kepler, la vitesse dépendant de la masse située entre le noyau et l’orbite de l’étoile, c’est-à-dire augmentant avec la distance au centre. On voit donc que la rotation d’une galaxie sur elle-même ne s’effectue pas comme celle d’un corps solide. La galaxie se déforme tout en tournant, et ses régions centrales tournent plus vite que ses parties extérieures.

L’intérêt des courbes de rotation est très grand, car elles permettent de déterminer les masses des galaxies. On peut par exemple appliquer la loi de Kepler aux étoiles situées à la périphérie de la galaxie en supposant la masse très concentrée au voisinage du noyau. Cette méthode s’applique aussi aux courbes de rotation de l’hydrogène neutre, obtenues à partir de l’étude de la raie à 21 centimètres. L’intensité de cette raie fournissant la masse totale d’hydrogène neutre, il est alors possible d’étudier, pour les différents types de galaxies, le rapport entre la masse de la matière interstellaire et celle des étoiles.

Les masses ainsi trouvées pour les galaxies varient de quelques milliards à quelques centaines de milliards de masses solaires, une grande dispersion de valeurs existant à l’intérieur de chaque type de galaxies (tabl. 3).

Les courbes de rotation observées dans certaines galaxies spirales indiquent que la vitesse linéaire peut rester constante jusqu’à des distances du centre au-delà de 10 kiloparsecs. La masse alors impliquée pour la galaxie devient très élevée, jusqu’à dix fois supérieure à celle qui correspond à son contenu en étoiles visibles et matière interstellaire. On parle alors de matière cachée: une forme de matière dont on détecte les effets gravitationnels, mais que l’on ne voit pas directement.

Radiogalaxies et quasars

Les radiogalaxies

Certaines galaxies, environ une sur dix mille, présentent une émission radioélectrique de plusieurs ordres de grandeur supérieure à celle de la Galaxie ou de la galaxie d’Andromède.

De nombreuses études ont été consacrées à ces émissions ^{[cf. RADIOSOURCES]}, dont la nature n’est pas totalement élucidée. Du point de vue de leur aspect visible, les radiogalaxies sont souvent des galaxies elliptiques ou S0 présentant une ou plusieurs particularités: épaisse bande d’absorption, comme dans NGC 5128 ou Fornax, jet lumineux partant du centre, comme dans M 87, éjection de matière, comme dans M 82, etc.

Dans le domaine des ondes radioélectriques, une caractéristique commune à beaucoup de radiogalaxies est d’apparaître comme des sources doubles: l’émission radioélectrique ne provient pas de la galaxie visible, mais de deux grand lobes situés de part et d’autre et distants d’environ 100 kiloparsecs.

On pense que ces lobes sont le résultat de l’éjection de matière lors d’un événement particulier se produisant au sein du noyau de la galaxie. Lors de cet événement, un grand nombre d’électrons sont accélérés jusqu’à des vitesses relativistes et émettent un intense rayonnement radioélectrique par effet synchrotron (émission de freinage dans un champ magnétique). La durée de vie de ces radiosources serait de l’ordre de quelques millions d’années seulement, mais une série d’événements pourraient se succéder dans chaque galaxie. En particulier, si l’événement est très récent, les deux sources ainsi générées n’ont pas eu le temps de s’éloigner l’une de l’autre et toute l’émission radioélectrique provient du centre de la galaxie. Cette théorie est appuyée par le fait qu’une telle activité du noyau a été effectivement observée dans la galaxie M 82, et que les galaxies de Seyfert, dans lesquelles le noyau manifeste des signes d’activité particulièrement intense, sont aussi des radiogalaxies.

Les quasars et les noyaux actifs de galaxies

Des galaxies d’un nouveau type ont été découvertes en 1963 grâce à leur émission radioélectrique. Elles sont impossibles à distinguer des étoiles sur les clichés du ciel, d’où leur nom de quasars (abrégé de quasi stellar radio sources ). Dans le domaine des ondes radio, elles se caractérisent par une émission très intense provenant d’une région très localisée au centre de la galaxie, et dont l’intensité fluctue dans le temps. Dans le domaine visible, elles sont en moyenne cent fois plus lumineuses que les galaxies normales et présentent aussi des variations. Elles sont également de puissants émetteurs de rayonnements 塚, X et ultraviolet.

Grâce à cette luminosité intrinsèque très élevée, il est possible de les détecter à des distances bien plus grandes que les autres galaxies. Leur spectre présente toujours d’intenses raies d’émission qui permettent de déterminer leur décalage spectral. Les valeurs trouvées pour certains quasars sont supérieures à celles des plus lointaines galaxies normales connues. La valeur de z = 凞 / peut prendre des valeurs supérieures à l’unité. Mais on ne peut plus appliquer la formule classique de l’effet Doppler-Fizeau, car il faut tenir compte d’effets relativistes et d’effets d’évolution de l’Univers.

On arrive à des formules différentes suivant les hypothèses choisies, ce qui ne permet pas de déduire sans ambiguïté la valeur de la vitesse radiale de la mesure du décalage spectral. De plus, la relation entre vitesse radiale et distance donnée par la loi de Hubble peut très bien n’être plus valable pour des objets si lointains ^{[cf. COSMOLOGIE]}. Les quasars les plus distants ont une valeur de z voisine de 4,5. Les quasars posent enfin de nombreux problèmes très intéressants à ceux qui veulent expliquer leur origine, leur évolution, l’énorme quantité d’énergie qu’ils émettent et les variations de leurs émissions radio, visible, ultraviolette, X et 塚 (cf. RADIOSOURCES et QUASARS).

On admet aujourd’hui que cette énergie est d’origine gravitationnelle et le modèle le plus fréquemment considéré est celui d’un trou noir massif accrétant la matière située dans son environnement.

2. Les galaxies et l’Univers

Les composantes des galaxies

Brièvement, rappelons qu’une galaxie est d’abord une collection d’étoiles: d’un milliard à cent milliards selon la taille de la galaxie, correspondant à une masse d’un milliard à cent milliards de fois celle du Soleil (nous nous référerons dorénavant à la masse du Soleil par le symbole M^o, qui représente donc une masse de 1,989 練 10³⁰ kg). Ces étoiles peuvent appartenir à des populations différentes, c’est-à-dire qu’elles ont été formées à diverses époques dans la vie de la galaxie. Dans le cas de galaxies suffisamment proches pour que leurs étoiles puissent être analysées séparément les unes des autres, on peut distinguer les populations d’étoiles par leur répartition spatiale et leurs propriétés cinématiques, mais aussi par leurs couleurs. En effet, les groupes d’étoiles formées au début de la vie d’une galaxie, il y a 15 milliards d’années environ, ne nous ont laissé, du fait de l’évolution stellaire, que leurs membres les moins massifs (face=F0019 麗 1 M^o), relativement froids et donc rouges. En revanche, les associations stellaires formées plus récemment, il y a quelques millions d’années, sont dominées par les étoiles les plus massives (face=F0019 礪 10 M^o), chaudes et émettant une importante quantité d’énergie dans l’ultraviolet et le domaine bleu du spectre électromagnétique. Des galaxies lointaines, nous recevons un mélange du rayonnement de ces différentes populations stellaires.

Bien qu’elles représentent l’essentiel de la masse d’une galaxie, les étoiles n’en sont pas le seul constituant. On trouve également de la matière interstellaire, c’est-à-dire de la matière qui, au moment où nous l’observons, n’a pas été condensée par la gravitation à l’intérieur d’une étoile. Mais cette matière a pu l’être jadis et le sera peut-être à nouveau. La matière interstellaire comporte du gaz sous forme atomique ou moléculaire ainsi que des agrégats de molécules et de radicaux, appelés grains ou poussière. Le milieu interstellaire se structure soit en régions isolées, bien localisées, soit en régions diffuses.

Les régions isolées sont de plusieurs sortes.

– On trouve tout d’abord des nuages moléculaires denses où l’on rencontre de 10³ à 10⁴ atomes 練 cm^-3. C’est dans de tels nuages que se forment les étoiles. La quantité de poussière dans ces nuages est très élevée; les photons y pénètrent donc peu: c’est un milieu froid où la température est de quelques kelvins et le gaz s’y trouve sous forme moléculaire (H², OH, CO, H²O...). Des molécules organiques complexes ont été identifiées dans ces nuages (tabl. 4). La mise en évidence de ces régions se fait par l’observation des transitions entre niveaux de rotation et vibration des molécules, donc dans les domaines de longueur d’onde infrarouge, millimétrique et radio. Pour ces intervalles du spectre électromagnétique, les récepteurs dont on dispose sont de plus en plus sensibles. L’analyse du contenu moléculaire des galaxies, jadis réservée aux objets proches, est aujourd’hui possible dans des objets distants. Ainsi pouvons-nous espérer être renseignés sur les phases de formation stellaire intensive qui ont dû se produire dans les premiers âges des galaxies.

– On trouve ensuite des régions chaudes où l’hydrogène est ionisé; ces régions sont encore appelées régions H II . En effet, dans les zones de formation stellaire récente, la matière interstellaire est chauffée par le rayonnement des étoiles chaudes (étoiles de type spectral O et B, dont la température effective est de 35 000 à 50 000 K). La densité dans les régions H II varie de 1 à 10⁴ atomes . cm^-3 alors que la température du gaz d’électrons est d’environ 10⁴ kelvins. À ces températures, les poussières et molécules ont été détruites ou ne subsistent que dans des zones protégées du rayonnement ultraviolet des étoiles. Une région H II représente l’état d’évolution d’un nuage moléculaire quelques millions d’années après que les étoiles s’y sont formées. Les régions H II peuvent être détectées par le rayonnement continu des ions H⁺, surtout dans le domaine des ondes radio. On les détecte également par les raies de recombinaison des ions H⁺, He⁺ et He⁺⁺, dont certaines se trouvent dans la fenêtre « visible » du rayonnement électromagnétique et sont donc bien connues (raies de Balmer H 見 à 656,2 nm et H 廓 à 486,1 nm, raie de l’hélium He II à 468,6 nm), par les raies interdites d’éléments lourds ionisés tels que ⁺⁺, ⁺, ⁺, S⁺... Certaines régions H II, encore enfouies dans le complexe de nuages moléculaires qui leur a donné naissance, ne sont pas détectables par les méthodes utilisant les raies spectrales en émission, car une trop grande quantité de poussière nous les masque. On les observe alors par leur rayonnement radio ou dans l’infrarouge lointain. Les régions H II constituent une source d’information très précieuse pour l’étude des galaxies extérieures. Les plus brillantes d’entre elles, appelées régions H II géantes, peuvent être détectées dans des galaxies très éloignées et servent comme critère de distance, étant donné la constance de leur luminosité intrinsèque. Par ailleurs, l’étude des conditions physiques qui règnent dans les régions H II est bien développée et permet de comprendre l’évolution des galaxies. Enfin, les régions H II sont des traceurs de formation stellaire, indiquant à la fois la présence de gaz et d’un mécanisme qui a été capable d’initialiser la fragmentation de ce gaz en proto-étoiles.

– Il existe enfin des restes de supernovae , étoiles massives dont le cœur a implosé au cours de leur évolution. Les couches extérieures de l’étoile rebondissent alors sur ce cœur de matière ultradense (étoile à neutrons) et sont expulsées dans l’espace interstellaire. La matière ainsi rejetée est enrichie de tous les éléments lourds synthétisés au centre de l’étoile et va contribuer à l’évolution de la composition chimique d’une galaxie. On ne peut détecter les restes de supernovae que dans les galaxies les plus proches telles que les Grand et Petit Nuages de Magellan, M31, M33...

Les régions diffuses reconnues sont essentiellement:

– Des nuages diffus d’hydrogène neutre. Dans ces régions, il n’y a pas d’étoiles chaudes: la matière n’est pas chauffée, le gaz reste sous forme atomique, non ionisé, d’où leur nom de régions H I. La densité y est de 1 atome 練 cm^-3 et la température de 50 à 150 kelvins. Le diagnostic de ces régions H I est la raie à 21 centimètres de l’hydrogène. La masse typique des nuages d’hydrogène neutre et des nuages moléculaires est de 10⁵ à 10⁶ M^o. Pour notre Galaxie, la masse totale de gaz sous forme H I est de l’ordre de 10⁹ à 10¹⁰ M^o, comparable à celle qui est rencontrée sous forme moléculaire H². L’étude du contenu H I des galaxies extérieures a fait de réels progrès: en particulier, la distribution de l’hydrogène atomique dans différents types d’objets a révélé l’existence, dans les galaxies spirales, de disques d’hydrogène neutre s’étendant bien au-delà du disque qui contient les étoiles et régions H II visibles sur une photographie classique. Ce disque H I est parfois déformé par les interactions gravitionnelles entre galaxies.

– Il existe un milieu dit internuages, où la densité est faible, de 0,05 à 0,2 atome 練 cm^-3, et où la température avoisine 6 000 kelvins. La matière s’y trouve principalement sous forme neutre.

– Enfin, on peut rencontrer, à proximité des étoiles très chaudes (restes de supernovae, par exemple), un gaz coronal dilué et chaud où la température peut atteindre 2 練 10⁵ à 10⁶ kelvins. Les atomes y sont fortement ionisés, ⁵⁺ par exemple. On peut donc déceler la présence de ces régions grâce à des raies d’absorption fines de O VI dans l’ultraviolet, lorsqu’elles se silhouettent devant des étoiles chaudes.

Ces diverses composantes du milieu interstellaire sont globalement en équilibre de pression les unes avec les autres, échangeant matière et énergie par l’intermédiaire du cycle de la formation et de l’évolution des étoiles qu’elles abritent.

Enfin, mentionnons pour mémoire la présence de particules chargées, de haute énergie, qui voyagent dans l’espace galactique et intergalactique: les rayons cosmiques. Les rayons cosmiques pourraient s’échapper d’une galaxie très rapidement, en quelque cent mille ans, si rien ne les confinait. En fait, on sait qu’ils restent environ 10 millions d’années dans le disque galactique et qu’ils sont conservés ainsi par l’effet d’un champ magnétique ち dont la valeur est en moyenne de 3 練 10^-10 tesla (cf. rayons COSMIQUES).

Intérêt de l’étude des galaxies

Notre situation d’observateur à l’intérieur d’une galaxie nous permet bien sûr de pouvoir analyser finement ses divers constituants, étoiles, gaz, poussière, particules, champ magnétique (cf. la GALAXIE). Cependant, nous n’en avons qu’une vue limitée car les poussières concentrées dans le disque galactique nous empêchent de recevoir les photons provenant de régions éloignées du Soleil; seules les ondes radio, millimétrique et infrarouge lointain ne sont pas ou peu atténuées, mais ces domaines du spectre électromagnétique ne véhiculent qu’une partie de l’information nécessaire à la compréhension du phénomène galaxie. Un moyen de tourner cette difficulté est d’observer dans des directions voisines de la perpendiculaire au plan galactique, car on ne traverse alors que peu de poussières: c’est ainsi que l’on a découvert les galaxies extérieures et exploré le monde des galaxies.

L’étude des galaxies peut être menée à deux niveaux; d’une part, on effectue l’analyse des phénomènes à grande échelle qui s’y déroulent: répartition et propriétés cinématiques des étoiles, du gaz et des poussières, composition chimique de la matière en divers points de la galaxie, étude des régions centrales et des noyaux de galaxies, phénomènes particuliers aux objets émettant une très grande quantité d’énergie tels que les quasars et noyaux actifs de galaxies... Ces diverses données permettent d’accéder à l’évolution temporelle d’une galaxie. D’autre part, on peut adopter une approche a priori plus taxinomique. On a, très vite après leur découverte, classé les galaxies selon leur aspect morphologique: elliptiques, lenticulaires, spirales et irrégulières (tabl. 5). Cette première classification a également conduit à mettre en place une description quantitative des propriétés des galaxies telles que leur masse, leur moment angulaire – deux paramètres qui semblent fondamentaux dans l’évolution galactique –, leur degré d’aplatissement, l’importance relative de leur système de bras spiraux et de leur bulbe central, et toute une variété d’autres paramètres selon les différentes classifications.

On a, par la suite, analysé la répartition des galaxies dans l’espace: l’Univers observable contient à peu près autant de galaxies qu’une galaxie contient d’étoiles, quelques dizaines de milliards! Sans aller jusqu’à observer toutes ces galaxies, on s’aperçoit très vite que les galaxies apparaissent généralement en groupes. Notre Galaxie, par exemple, appartient au Groupe local, qui comporte une vingtaine de galaxies, galaxies spirales et irrégulières et galaxies naines de plus petite masse, liées par la gravitation (cf. supra , Dénombrement des galaxies). On ignore si le groupe a été constitué ainsi au moment de la naissance des galaxies qui le composent, il y a 15 milliards d’années environ, ou bien si certaines d’entre elles ont été capturées ultérieurement lors du passage, près du Groupe local, de galaxies isolées ou d’autres groupes de galaxies. En effet, le rapport diamètre moyen d’une galaxie/distance moyenne entre deux galaxies est de l’ordre de 0,1 dans un groupe de galaxies et de 0,01 pour les galaxies isolées, beaucoup plus grand que ce même rapport pour des étoiles dans une même galaxie. On peut donc s’attendre à une forte probabilité de collisions et d’interactions proches entre les galaxies. On observe que le disque de gaz neutre de notre Galaxie est déformé au-delà de 10 kiloparsecs: on pense que c’est là le résultat de l’attraction gravitationnelle par le Grand Nuage de Magellan au cours de son dernier passage en ce point de son orbite autour de la Galaxie, pour lequel il est le plus proche du centre de notre Galaxie (de 30 à 40 kpc). Entre le Grand Nuage de Magellan et la Galaxie, on observe également la présence de nuages de gaz H I, d’amas globulaires d’étoiles et de galaxies naines, ensemble que l’on appelle le Courant magellanique et dont on pense qu’il est constitué de débris abandonnés au cours des interactions successives entre la Galaxie et le Grand Nuage dans leur mouvement orbital mutuel.

Les groupes de galaxies, qui comportent quelques dizaines de membres, sont eux-mêmes réunis en amas de galaxies qui peuvent compter jusqu’à plusieurs milliers d’objets et correspondre à des diamètres atteignant plusieurs mégaparsecs. Les amas eux-mêmes sont regroupés en superamas dont les diamètres sont de l’ordre de 100 mégaparsecs. L’étude des amas de galaxies a soulevé un problème fort intéressant, non encore résolu. C’est le problème de la masse manquante. En effet, si les amas de galaxies sont des systèmes liés par la gravitation, alors, l’attraction gravitationnelle de toutes les galaxies de l’amas doit être suffisamment grande pour empêcher chaque galaxie individuelle de s’échapper de l’amas. On connaît, par les observations, les vitesses d’agitation des galaxies dans les amas et on peut en déduire approximativement quelle doit être la masse totale de l’amas pour qu’il ne se désagrège pas. Pour de nombreux amas, cette masse totale est environ dix fois plus grande que la somme des masses des galaxies individuelles, telles qu’on les détermine par les méthodes classiques. Les observations en rayonnement X ont montré que les galaxies d’un amas baignent dans un gaz chaud très dilué, porté à plusieurs dizaines de millions de degrés. La masse de cette matière intergalactique est cependant insuffisante pour combler l’écart d’un facteur dix qui existe entre masse dynamique et masse visible des amas de galaxies. D’où l’idée que les galaxies, les amas et l’Univers contiennent une grande quantité de matière qui n’est pas sous forme visible ^{[cf. COSMOLOGIE]}. On parle parfois de masse cachée. Ces différents axes de recherche ouvrent tout naturellement la porte à l’étude de la formation des galaxies et du début de l’Univers.

Oublions pour un instant nos échelles humaines de temps et d’espace, mettons-nous au rythme cosmique. Ce qui nous paraît statique et immuable, en fait, naît, se transforme et peut être réutilisé pour former un autre système. Dans l’Univers, tout est en mouvement et en évolution permanente. Depuis le début des années 1970, la recherche extragalactique a accompli de gigantesques progrès dans la compréhension dynamique des phénomènes: nous avons dépassé le stade de la photographie instantanée de l’Univers pour accéder à des fragments de film.

L’évolution des galaxies

Nos connaissances dans ce domaine proviennent de diverses sources que nous allons passer en revue, successivement.

Analyse de la composante stellaire des galaxies

Dans le cas des galaxies les plus proches, Grand et Petit Nuages de Magellan par exemple, il est possible d’étudier les étoiles individuellement car elles sont encore assez brillantes. D’une part, cela conduit à évaluer la distance de ces galaxies d’une façon plus précise, d’autre part à connaître les propriétés cinématiques et dynamiques des systèmes d’étoiles qui composent les galaxies, mais cela permet aussi de déterminer l’abondance des éléments chimiques dans d’autres galaxies. L’étude de la composition chimique de la matière dans l’Univers et les objets qui le composent est une clé pour comprendre l’évolution des galaxies. En effet, au début de l’Univers, juste après le big bang ^{[cf. COSMOLOGIE]}, la matière n’était composée que d’atomes d’hydrogène et, en petite quantité, d’hélium. La majorité des autres éléments chimiques – globalement appelés éléments lourds – que l’on rencontre actuellement dans la nature et l’Univers ont été fabriqués au cœur d’étoiles: c’est de la synthèse de ces atomes plus lourds que l’étoile tire l’énergie qui lui permet d’émettre un rayonnement électromagnétique, plus simplement de briller. En particulier, tous les atomes d’oxygène, d’azote, de carbone, de néon, de soufre, de phosphore, de magnésium... qui constituent les molécules organiques ayant participé à l’apparition du phénomène de la vie sur la Terre, tous sont nés d’étoiles. Ce sont ces mêmes atomes, constituant les cellules de notre cerveau, que nous utilisons dans la compréhension de leur propre origine: un raccourci pour le moins vertigineux!

La mesure de l’abondance de l’oxygène en un point d’une galaxie, par exemple, va nous renseigner sur le nombre de générations d’étoiles qui se sont succédé dans cette région: plus la quantité d’oxygène est grande par rapport à l’hydrogène, plus le gaz a subi les phénomènes de la nucléosynthèse dans les parties centrales d’une étoile. Comme nous l’avons mentionné déjà, les déterminations d’abondance des éléments lourds dans les étoiles ne sont possibles que pour les galaxies proches. Pour les galaxies hors du Groupe local, il n’est plus possible d’étudier des étoiles individuellement: on utilise alors d’autres méthodes (cf. infra , Analyse de la composante gazeuse).

Pour les objets lointains, nous recevons la lumière mélangée de toutes les étoiles qui les composent. Mais, à nouveau, les « cocktails » d’étoiles dépendent de l’évolution antérieure de la galaxie. On analyse la distribution de lumière – projetée sur le ciel – d’une galaxie par l’intermédiaire de son profil en intensité. Dans le domaine visible du spectre électromagnétique, ce profil peut être représenté par diverses fonctions:

– Pour une galaxie elliptique normale ou le bulbe d’une galaxie lenticulaire ou spirale:

r étant la distance galactocentrique, I ^e l’intensité au rayon effectif r ^e, rayon à l’intérieur duquel la galaxie émet la moitié de sa luminosité totale (L ^B = 23 I ^er ^e2). C’est ce que l’on appelle la loi en r ^1/4 (fig. 4).

– Dans le disque d’une galaxie spirale ou lenticulaire, la distribution d’intensité est de la forme:

la luminosité correspondant à ce profil est L ^D = 2 神 I ⁰ 見 ^-2, dont la moitié provient d’une région intérieure à r ^e = 1,67 見 ^-1; les paramètres I ^e, r ^e, 見 , I ⁰ sont déterminés par les observations et varient d’une galaxie à l’autre. Pour notre Galaxie, la luminosité totale L ^D + L ^B est de 1,6 憐 10¹⁰L^o, r ^e = 5 kiloparsecs, L ^D/L ^B = 2 (L^o étant la luminosité solaire = 3,9 憐 10²⁶ W). Cette formalisation permet d’utiliser des critères plus élaborés pour la classification des galaxies. Les modèles d’évolution dynamique des galaxies doivent prédire des profils en intensité de cette forme.

On observe que les systèmes sphéroïdaux (galaxies elliptiques et halos et bulbes des galaxies lenticulaires et spirales) correspondent aux étoiles vieilles (populations II et III, cf. la GALAXIE), nées dans les premiers âges de la vie de la galaxie, il y a 15 milliards d’années. Dans le halo des galaxies, ces populations d’étoiles sont pauvres en éléments lourds. La matière à partir de laquelle ces étoiles se formèrent avait une composition chimique relativement proche de celle du gaz primordial. Peut-être y avait-il eu déjà une génération particulière d’étoiles très massives ayant légèrement enrichi la matière en éléments lourds car même les étoiles les plus vieilles que l’on observe ont déjà un peu plus d’éléments lourds que n’en prévoit la théorie de l’évolution d’une étoile composée uniquement d’hydrogène et d’hélium. Dans le bulbe, ces populations d’étoiles présentent un large éventail de composition chimique, très pauvres jusqu’à très enrichies en éléments lourds. Cela indique que les régions centrales des galaxies ont vu se succéder rapidement un très grand nombre de générations d’étoiles. Dans le bulbe de notre Galaxie et de la galaxie d’Andromède, on observe des étoiles et des amas d’étoiles jusqu’à huit fois plus enrichis en éléments lourds que le Soleil. Dans le disque des galaxies spirales et dans les galaxies irrégulières, on observe, en revanche, beaucoup d’étoiles chaudes, formées il y a quelques dizaines de millions d’années, ce que l’on appelle la population I. Rappelons que ce laps de temps correspond à l’évolution d’une étoile de type B 0, ayant une température effective de 33 000 kelvins, une luminosité de 10⁴ L^o et une masse de l’ordre de 15 M^o. Ces objets contiennent également des étoiles vieilles de population II.

Les astronomes n’envisagent plus la possibilité que les galaxies évoluent le long de la séquence morphologique de Hubble: galaxie elliptiquegalaxie lenticulairegalaxie spiralegalaxie irrégulière. Ce ne peut être une séquence chronologique des galaxies les plus anciennes (elliptiques) aux plus jeunes (irrégulières): en effet, on peut déduire l’âge d’une galaxie du diagramme couleur-magnitude construit pour ses étoiles et donnant le point auquel les étoiles quittent la séquence principale ^{[cf. ÉTOILES]}. Cette étude a été réalisée pour les galaxies du Groupe local et donne pour toutes les galaxies, irrégulières, spirales et elliptiques, le même âge, comparable à celui de l’expansion de l’Univers, soit 15 milliards d’années. La séquence de Hubble ne semble non plus être une séquence évolutive, c’est-à-dire chaque galaxie passant successivement par ces différentes formes morphologiques au cours de sa vie. Cette hypothèse paraît devoir être rejetée car l’intervalle de masse recouvert par les galaxies elliptiques (des naines aux géantes) est beaucoup plus large que celui des galaxies spirales et irrégulières: une galaxie elliptique géante est environ trente fois plus massive qu’une galaxie spirale! Il faudrait alors invoquer des phénomènes d’accrétion de matière intergalactique ou au contraire de perte de masse à une échelle considérable, pour passer d’un type morphologique à l’autre.

On pense plutôt que, à la suite du fractionnement initial de la matière en protogalaxies (masses de gaz primordial de l’ordre de 10¹⁰M^o), leur évolution (et en particulier leur forme) a été déterminée par deux paramètres fondamentaux: la masse de la protogalaxie et son moment angulaire.

Imaginons une masse de gaz sans moment angulaire important:

– d’une part, globalement, la forme sphéroïdale pourra être conservée plus longtemps;

– d’autre part, dans cette matière relativement au repos, les effets de l’attraction gravitationnelle entre les atomes vont avoir leur efficacité maximale et le fractionnement en masses plus petites conduisant à la formation d’étoiles pourra s’effectuer plus rapidement.

Il semble qu’ainsi ont été formées les étoiles dans les galaxies elliptiques et la population II dans les galaxies spirales. Mais il faut voir que cette formation stellaire efficace s’accompagne d’un rapide épuisement de la matière interstellaire: bien qu’à chaque génération d’étoiles les étoiles les plus massives renvoient dans l’espace interstellaire une large fraction de leur gaz enrichi en éléments lourds, un taux de formation stellaire élevé ne peut être maintenu sur une longue période. C’est pourquoi les galaxies elliptiques sont généralement pauvres en matière interstellaire. Elles ont épuisé rapidement leur réservoir de gaz.

Alternativement, une protogalaxie ayant un grand moment angulaire va pouvoir former, sous sa forme sphéroïdale, un certain nombre d’étoiles (la population II du halo), mais d’une façon relativement peu efficace. Le gaz restant, non investi dans la formation stellaire, va s’effondrer en un disque aplati où la densité de matière augmente, ce qui va permettre à la formation stellaire de reprendre. C’est pourquoi le disque des galaxies spirales est riche en étoiles jeunes (population I). On constate également que les étoiles du disque sont plus riches en éléments lourds que les étoiles du halo et ont donc été formées à partir d’une matière qui avait déjà subi plusieurs cycles de formation stellaire. Les galaxies irrégulières, elles, semblent être restées pendant de longues périodes inactives du point de vue de la formation stellaire: en fait, on ignore encore si, dans ces objets, la formation stellaire a connu de brusques sursauts suivis de périodes de repos, ou si, au contraire, il y a eu une production stellaire faible mais constante au cours du temps. La fragmentation du gaz en étoiles requiert au moins deux conditions préalables: d’une part, la présence de gaz disponible, d’autre part, l’existence d’un phénomène physique capable d’initialiser le processus (compression, onde de choc, interaction gravitationnelle...).

Dans les Nuages de Magellan, les abondances des éléments lourds sont globalement plus faibles que dans le disque de notre Galaxie au voisinage du Soleil, et l’on y observe un taux de formation stellaire important, comme l’attestent les nombreuses régions H II et les restes de supernovae.

Plus précisément, on peut analyser dans les galaxies extérieures la population en étoiles vieilles et froides en étudiant la partie du spectre électromagnétique située dans l’infrarouge proche. La meilleure sensibilité des détecteurs dans ce domaine et l’avènement des C.C.D. en particulier ont apporté des résultats intéressants. Le problème le plus crucial est celui de la détection d’un halo possible d’étoiles peu massives, froides et très nombreuses, qui pourraient contribuer à la masse manquante. Notre connaissance des populations d’étoiles chaudes dans les galaxies extérieures a fait de réels progrès avec le satellite International Ultraviolet Explorer (I.U.E.) qui observe le ciel dans les longueurs d’onde inférieures à 300 nanomètres, et avec le télescope spatial Hubble. Pour les galaxies lointaines, donc faibles, l’étude de leur composition chimique repose essentiellement sur l’analyse des régions H II (cf. infra , Analyse de la composante gazeuse).

Outre leur rayonnement électromagnétique continu, les étoiles sont caractérisées par des raies spectrales vues en absorption sur ce continu. Chaque type spectral stellaire i a une signature particulière, autrement dit est associé à certaines raies détectées avec plus ou moins d’intensité, que l’on représente par une quantité appelée largeur équivalente, W size=1^凞^,i . Si la contribution d’une étoile de type i à la luminosité F size=1^凞 du mélange d’étoiles que l’on analyse est, à la longueur d’onde :

alors la largeur équivalente de la raie dans le spectre du mélange d’étoiles sera:

Pour une autre raie , on aura la relation:

On connaît, par l’observation, les largeurs équivalentes W size=1^凞^,i , W size=1^凞 size=1^{^,i} , etc., des diverses raies spectrales , , etc., dans les étoiles de types spectraux i , ainsi que les largeurs équivalentes W size=1^凞 , W size=1^凞 size=1 , etc., du mélange d’étoiles. On peut donc, par cette méthode et en considérant un grand nombre de raies , ..., estimer les proportions relatives des différents types spectraux dans une population composite d’étoiles et reconstituer ainsi l’histoire de la formation stellaire dans cette région (fig. 5). Les galaxies les plus adaptées – parce que ayant eu l’histoire la plus simple – à ce type d’étude sont les galaxies elliptiques. On peut également l’appliquer aux noyaux et aux régions centrales des galaxies spirales, mais là, l’interprétation des résultats, en termes du nombre de générations d’étoiles par exemple, n’est pas aussi évidente. En effet, il ne s’agit plus alors d’un système isolé, car il peut être réapprovisionné en matière interstellaire venant du disque, d’où la complexité du problème. Néanmoins, dans les régions centrales des galaxies, on observe que certaines bandes d’absorption stellaires, CN, CH, TiO..., sont de plus en plus intenses lorsqu’on va vers le centre. Ce résultat est interprété comme une augmentation de l’abondance en éléments lourds (C, N, O...) dans le centre des galaxies et se trouve confirmé par l’analyse de la composition chimique du gaz interstellaire. Il indique que la matière, dans le centre des galaxies, a subi relativement plus de cycles de formation stellaire que dans les régions périphériques du disque.

Les noyaux de galaxies

Depuis le début des années 1970, on a pris conscience de l’importance que pouvait avoir cette composante particulière dans une galaxie. Sur une photographie de galaxie, le noyau est la partie la plus interne et la plus brillante, généralement masquée par la lumière du bulbe constituant les régions centrales. Plus précisément, dans le profil en intensité d’une galaxie spirale, tel que nous l’avons introduit, il y a le disque I ^D, le bulbe I ^B et, tout à fait au centre, le noyau I ^N. Hormis les irrégulières, toutes les galaxies possèdent un pseudocentre de rotation ou de symétrie où se trouve le noyau. Le noyau est également une entité dynamique. Dans le cas de la galaxie d’Andromède (M31), son diamètre est de l’ordre de 10 parsecs, sa masse de 10⁷ M^o et sa luminosité de 5 憐 10⁶ L^o environ: on peut l’assimiler à une forte concentration d’étoiles – le spectre de son rayonnement en montre les caractéristiques. Lorsque de la matière interstellaire est présente dans le noyau, la formation stellaire peut s’y poursuivre: on y détecte alors des régions H II qui permettront de déterminer l’abondance en éléments lourds dans cette région.

De 3 à 5 p. 100 des galaxies proches et environ 10 p. 100 des galaxies elliptiques géantes contiennent un noyau particulier que l’on dit actif. C’est-à-dire que la région la plus interne rayonne une quantité d’énergie – depuis les domaines 塚 et X jusqu’aux ondes radio – extrêmement élevée, jusqu’à mille fois plus que tout le reste de la galaxie, et variable au cours du temps. De ces variations, entre autres, on a pu déduire que le diamètre de cette source d’énergie était inférieur à quelques jours de lumière: elle se trouve donc confinée au centre de ce superamas d’étoiles que nous avons appelé noyau. Autrement dit, pour aller d’un bord à l’autre de cette source, les photons lumineux voyagent pendant moins de quelques jours à la vitesse de 300 000 kilomètres par seconde; pour aller d’un bord à l’autre du noyau d’étoiles, ils voyagent pendant trente ans; pour aller d’un bord à l’autre du disque de la galaxie qui les contient, ils voyagent pendant cent mille ans.

Les noyaux actifs de galaxies regroupent diverses classes d’objets, galaxies de Seyfert, BL lacertides, radiogalaxies, quasars, tous connus par la grande quantité d’énergie qu’ils émettent. L’origine la plus plausible de cette énergie est celle qui invoque la présence d’un trou noir de grande masse (de 10⁶ à 10¹⁰M^o) au centre du noyau et alimenté en étoiles par ce dernier ^{[cf. QUASARS]}.

Le phénomène d’activité du noyau est-il une phase de l’évolution des galaxies, c’est-à-dire toute galaxie de masse suffisamment élevée possédera-t-elle au cours de sa vie un noyau actif? Ou bien le niveau d’activité de la source reste-t-il constant sur une longue période de temps, cette source ayant été formée dans des conditions favorables à cette manifestation énergétique – comme pourrait le suggérer le fait que les quasars semblent avoir été beaucoup plus nombreux il y a un milliard d’années? Un autre problème intéressant reste à approfondir, celui des relations entre le noyau actif et le reste de la galaxie, noyau, bulbe, disque...

Analyse de la composante gazeuse

La distribution d’hydrogène atomique H I a été étudiée avec une bonne résolution spatiale dans de nombreuses galaxies, conduisant à la mesure de la masse d’hydrogène M ^H ^I. On connaît par ailleurs la luminosité optique L des galaxies, une quantité facilement mesurable et reliée à la masse des étoiles M par l’intermédiaire du rapport M /L . En moyenne, le rapport M ^H ^I/L croît de 0,07 à 0,5 tout au long de la séquence des galaxies spirales, les galaxies Sc ou Sd contenant relativement plus de gaz neutre que les galaxies de type Sa. Fréquemment, l’hydrogène neutre s’étend bien au-delà du disque contenant les étoiles et est absent dans les régions centrales. La vitesse d’agitation du gaz H I est de l’ordre de 10 kilomètres par seconde, sa densité est de deux à dix fois plus grande le long des bras spiraux que dans les régions interbras. Le disque d’hydrogène atomique est généralement moins épais que le disque d’étoiles, mais son épaisseur augmente sur les bords: dans ces zones externes, il est très souvent distordu. Parmi d’autres, ces deux résultats ont contribué à modifier notre image des galaxies spirales: d’une part, elles ont un diamètre de deux à trois fois plus grand que ce que l’on pensait, d’autre part, elles subissent souvent des déformations par interactions gravitationnelles mutuelles et ne peuvent donc pas toujours être considérées comme des systèmes isolés.

Les galaxies irrégulières sont riches en gaz neutre. Les lenticulaires ont un contenu H I extrêmement variable: 0,01 諒 M ^H ^I/L 麗 0,5; on ignore encore pourquoi. Les galaxies elliptiques sont pauvres en gaz neutre: M ^H ^I/L 麗 0,03. Pourtant, on a calculé que, dans les galaxies elliptiques brillantes et les bulbes de galaxies spirales, la matière rejetée au cours de l’évolution de leur population d’étoiles devrait se trouver là en quantité suffisante pour être détectée: donc, cette matière s’est échappée d’une façon ou d’une autre. Plusieurs processus sont connus, qui ont pu contribuer à cette perte de gaz:

– les vents chauds générés lors de certaines phases de l’évolution stellaire et lors des explosions de supernovae;

– le déplacement des galaxies dans l’espace intergalactique; en effet, si une galaxie traverse rapidement un milieu relativement dense, sa matière interstellaire peut être expulsée par ce milieu; cet effet est sans doute plus important pour les galaxies appartenant à des amas car le rayonnement X observé dans certains amas y indique bien la présence d’un gaz intra-amas chaud et suffisamment dense pour que cet effet de balayage se produise; on a trouvé des nuages de gaz H I intergalactiques au voisinage de galaxies en interaction ou dans des groupes de galaxies, mais rarement isolés.

Comme nous l’avons déjà mentionné, les régions H II sont des traceurs de formation stellaire récente (il y a quelques dizaines de millions d’années). Dans les galaxies éloignées, nous ne voyons que les régions H II géantes dans lesquelles de dix mille à cent mille étoiles B 0 ont été formées. C’est surtout parce qu’elles conduisent à une détermination de l’abondance en éléments lourds du gaz – clé de l’évolution chimique des galaxies – que nous considérons les régions H II ici. Un tel travail a été accompli pour le disque des galaxies spirales et les galaxies irrégulières, qui sont des régions riches en étoiles chaudes. On a trouvé des variations de la composition chimique de la matière interstellaire, à la fois d’un point à l’autre d’une galaxie et, plus globalement, d’une galaxie à l’autre. Dans le disque des galaxies spirales, on observe un gradient d’abondance de l’oxygène et de l’azote: ces deux éléments sont relativement plus abondants vers le centre que vers le bord du disque, l’intervalle de variation pouvant atteindre un facteur dix. Le plus fort gradient observé l’a été dans le disque de la galaxie spirale M 101, de type Sc (fig. 6). Néanmoins, un tel gradient ne saurait être généralisé à tous les disques de galaxies spirales. Il semble que les galaxies de type Sa ou Sb ont un gradient d’abondance plus faible. On a même observé le cas d’une galaxie spirale où le gradient est inversé, les régions extérieures du disque étant plus enrichies en éléments lourds que les régions internes. Il est possible que la présence d’une barre dans certaines galaxies, barre le long de laquelle on peut s’attendre à des écoulements de matière, atténue l’amplitude du gradient d’abondance par un brassage plus efficace du gaz enrichi dans les régions où la formation stellaire est plus intense.

L’existence de ces gradients est bien établie maintenant: ils constituent un test observationnel de choix pour tout modèle théorique d’évolution galactique. Cependant, n’oublions pas que les interactions gravitationnelles entre galaxies sont fréquentes et peuvent modifier, voire effacer un gradient d’abondance intrinsèque.

Les galaxies irrégulières présentent une abondance en éléments lourds à peu près uniforme sur toute leur extension, et dont la valeur est plus faible que celle qui correspond au voisinage solaire dans notre Galaxie. Les Nuages de Magellan sont déficients en oxygène et en azote, par rapport aux valeurs régnant dans le voisinage solaire, par des facteurs respectifs: Grand Nuage, 2 et 5,5; Petit Nuage, 5,3 et 22.

Il y a des galaxies irrégulières où cette déficience en oxygène peut atteindre des facteurs de l’ordre de dix ou plus: dans ces objets, la formation stellaire a sans doute été inhibée sur de longues périodes de temps, expliquant par là même leur richesse en matière interstellaire et leur pauvreté en éléments lourds. Mais la formation stellaire s’y est déclenchée de manière intensive il y a de 10 à 100 millions d’années, produisant les grandes régions H II que nous observons actuellement.

Un cas extrême de galaxies à formation stellaire intensive est celui de galaxies découvertes grâce à la forte intensité de leur rayonnement: soit dans les parties ultraviolette et bleue du spectre électromagnétique (relevés systématiques du ciel au prisme-objectif), soit dans l’infrarouge lointain (relevé du ciel avec le satellite Iras). Certains des objets bleus se sont avérés être des noyaux actifs de galaxies, tels que nous les avons introduits précédemment et relevant donc plutôt de la physique des hautes énergies, mais, pour la plupart d’entre eux, ce rayonnement bleu est d’origine stellaire. Les objets détectés par Iras sont en majeure partie le siège d’une formation stellaire à grande échelle. Dans ces galaxies, de forme souvent chaotique, fractionnées en régions H II supergéantes, nous observons un sursaut de formation stellaire intense: cela implique, d’une part, que la matière nécessaire à cette formation d’étoiles (de 10⁵ à 10⁶ étoiles B 0, soit une masse totale d’environ 10⁸ M^o engagée dans la formation d’étoiles) était présente, d’autre part, qu’un mécanisme a initié la formation stellaire jusqu’ici moins efficace. Un nombre important de ces objets ont été étudiés: il apparaît clairement que le mécanisme initiateur est l’interaction gravitationnelle entre galaxies. Un grand nombre de ces galaxies particulières appartiennent à des couples et à des groupes de galaxies où on voit nettement des signes d’interaction ou de collisions.

Dynamique stellaire et modèles numériques

En première approximation, on peut considérer qu’une galaxie est composée uniquement d’étoiles puisque ce sont elles qui représentent l’essentiel de la masse. Chaque étoile se déplace sous l’influence des forces gravitationnelles exercées sur elle par toutes les autres étoiles. Les étoiles ayant des rayons très petits par rapport à leurs distances relatives, on peut les traiter comme des masses ponctuelles et assimiler l’ensemble des étoiles qui constituent une galaxie à un gaz d’étoiles. On peut alors utiliser les méthodes de la théorie cinétique des gaz. Sauf dans les régions où la densité en étoiles est grande (bulbe et amas denses), pour une étoile, le temps entre deux collisions avec une autre étoile est grand par rapport à l’âge des galaxies: on peut donc dire que ce gaz d’étoiles est un gaz où n’intervient aucune collision. Dans ce cas, la fonction de distribution des vitesses des étoiles n’a pas la forme maxwellienne habituelle que l’on trouve pour un gaz de molécules, mais elle dépend de quantités qui se conservent le long de la trajectoire d’une étoile individuelle, telles que l’énergie et le moment angulaire. Pour un système stellaire dense, au contraire, les collisions entre étoiles deviennent importantes et tendent à répartir et à redistribuer l’énergie cinétique entre toutes les étoiles: cela a pour effet de permettre aux étoiles de faible masse situées à la périphérie du système de s’échapper, entraînant alors une contraction plus forte des étoiles intérieures et donc augmentant encore plus la probabilité de collisions stellaires. Étant donné le grand nombre d’étoiles qui constituent une galaxie, on ne peut étudier leurs mouvements au cours du temps que d’une façon statistique.

Cependant, l’approche par modélisation numérique s’est beaucoup développée, grâce à la puissance accrue des ordinateurs. On résout numériquement, par des méthodes appropriées, un problème à n corps, les n étoiles qui constituent la galaxie. Dans ce cas, on peut suivre au cours du temps les positions et vitesses de chaque étoile. Bien que l’on soit limité à des valeurs de n assez petites par rapport au nombre réel d’étoiles dans une galaxie, on a pu étudier la réponse des n étoiles à des ondes de compression, par exemple, ou à une force de gravité extérieure et passagère (interaction avec une galaxie voisine) et voir ainsi se développer, dans ce système de n étoiles, des bras spiraux, des barres, des déformations..., toutes les structures que l’on observe dans les galaxies.

On peut également inclure dans ces simulations numériques l’effet du gaz. On comprend beaucoup mieux aujourd’hui par quels mécanismes les systèmes de bras spiraux se maintiennent et évoluent dans le disque des galaxies, comme un système de vagues à la surface de la mer. Des codes numériques complexes ont été développés, qui permettent d’analyser, en trois dimensions, les interactions entre galaxies et de les suivre dans leur développement au cours du temps.

Masses et extensions des galaxies

Revenons sur le problème de la masse manquante, que nous avons déjà évoqué à propos des amas de galaxies. On observe dans les amas que, globalement, le rapport M /L – masse de l’amas, déterminée en supposant que l’amas est lié par la gravitation, divisée par la luminosité visible de l’amas, autrement dit la somme des luminosités des galaxies individuelles et du gaz chaud intra-amas – est beaucoup plus grand que ce même rapport dans la partie visible des galaxies individuelles. Un élément de réponse pourrait être apporté si les galaxies possèdent un halo massif que nous n’avons pas encore détecté. Quels sont les faits d’observation ou les contraintes théoriques qui suggèrent sa présence?

– Nous avons déjà vu que la composante d’hydrogène atomique H I dans les galaxies spirales peut s’étendre bien au-delà de la composante stellaire visible; néanmoins, elle ne représente qu’une masse très faible par rapport à celle qui est requise pour le halo.

– Le gaz et les étoiles d’une galaxie sont animés d’un mouvement d’ensemble de rotation autour du centre; la courbe de rotation donne la vitesse en fonction de la distance au centre. Dans le cas des galaxies spirales, la vitesse de rotation augmente jusqu’à une certaine valeur r ^m du rayon, généralement inférieure à deux fois l’échelle de longueur 見 ^-1 introduite dans le modèle exponentiel du disque I ^D. Au-delà de ce point r ^m, les courbes de rotation sont plates à une certaine valeur v^m de la vitesse, et cela jusqu’à la limite de détection, soit des régions H II, soit des nuages H I dont on déduit la vitesse. Pour ces objets, v^m varie de 200 à 300 kilomètres par seconde. De telles courbes de rotation plates impliquent la présence de halos massifs autour des galaxies, halos non encore détectés par nos méthodes d’observation conventionnelles. S’ils sont approximativement sphériques, leur profil en densité 福 (s ) est isotherme dans les régions les plus externes (s 閭 2 見 ^-1; s ² = r ² + z ² où z est la distance par rapport au plan du disque): 福 (s ) = v^2m/4 神 Gs ². La masse du halo est alors M (s ) = s v^2m/G à l’intérieur de la sphère de rayon s que l’on considère. On envisage parfois que ce halo pourrait être constitué de naines brunes, étoiles de très faible masse, froides et peu lumineuses.

– Les déterminations de masse des galaxies sont assez incertaines, soit que l’on utilise la méthode de la courbe de rotation, soit que l’on applique les lois de Kepler dans le cas des galaxies groupées par paires et animées l’une par rapport à l’autre d’un mouvement de rotation. Pourtant, dans les groupes de galaxies où l’on a des estimations de masses individuelles raisonnablement fiables, on trouve que la masse totale du groupe – celle qui rend le groupe lié par la gravitation – est toujours beaucoup plus grande que la somme des masses individuelles des composantes du groupe.

– Un argument lié à l’évolution chimique des galaxies appuie indirectement l’existence d’un halo. En effet, les étoiles les plus vieilles de notre Galaxie ont une abondance très faible en éléments lourds: ce résultat est qualitativement en accord avec la théorie du big bang, qui prédit une matière interstellaire primordiale composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Mais, alors, où donc ont été produits les éléments lourds qui sont pourtant présents dans les étoiles vieilles? On pense qu’ils pourraient avoir été générés dans les étoiles massives d’une toute première période de formation stellaire, lors de la formation de la galaxie et donc dans un système beaucoup plus étendu que les actuels halos stellaires, disque et noyau. Ces étoiles de première génération, après avoir évolué et ainsi enrichi le gaz en éléments lourds, seraient devenues des trous noirs , constituant ainsi un halo étendu, massif et non détectable par le rayonnement électromagnétique.

– Un autre argument est plus théorique: les galaxies spirales sont des systèmes plats et l’on peut se demander si de telles configurations sont stables. De nombreux calculs théoriques montrent qu’en fait un tel système est instable mais peut être rendu stable (ce que l’on observe, puisqu’il existe un grand nombre de galaxies spirales dans l’Univers) par l’existence autour du disque d’un halo massif, approximativement sphérique.

– On a observé que certaines radiogalaxies et certains quasars sont entourés d’une enveloppe géante d’hydrogène ionisé qui peut s’étendre jusqu’à quelques centaines de kiloparsecs du centre (alors que le disque stellaire conventionnel s’étend jusqu’à 10 kpc, et le gaz H I jusqu’à 20 ou 30 kpc, dans une galaxie spirale standard). Grâce à l’énorme quantité d’énergie rayonnée par le noyau actif que ces objets contiennent, la matière interstellaire peut-être chauffée et ionisée jusqu’à des distances très grandes, nous révélant ainsi l’existence d’une composante gazeuse aussi éloignée, ignorée mais peut-être présente également dans d’autres galaxies à noyau calme.

– Enfin, nous mentionnerons que certains systèmes de raies d’absorption fines, détectés dans le spectre des quasars, proviennent de l’absorption de la lumière du quasar par les halos de galaxies se trouvant sur la ligne de visée, entre le quasar et l’observateur terrestre. À nouveau, cette interprétation implique que les galaxies soient entourées d’un halo massif très étendu, jusqu’à 100 kiloparsecs. Mais, alors, si les galaxies sont des systèmes beaucoup plus grands que l’on ne pense, leurs interactions gravitationnelles mutuelles n’en seront que plus fréquentes.

Les interactions entre galaxies

Pour certains problèmes d’évolution galactique, il ne faut plus considérer les galaxies comme des systèmes isolés. Nous avons constaté qu’en effet leur probabilité d’interaction est élevée. Ces phénomènes se sont révélés importants: interactions galaxie-galaxie mais aussi galaxie-matière intergalactique ^{[cf. MARÉES]}.

On peut citer toutes les galaxies aux formes étranges, antennes, jets, coquilles, ponts de matière..., tous ces systèmes où la formation stellaire s’est soudainement déclenchée avec intensité, à la suite du passage d’une galaxie voisine. Des simulations numériques ont été effectuées sur ordinateur pour suivre, pas à pas, l’évolution de telles interactions et prédire les formes morphologiques qui vont en résulter.

Dans leur déplacement, les galaxies peuvent accréter des nuages de gaz intergalactique primordial, ou au contraire être dépouillées de leur propre matière interstellaire sous l’influence du milieu chaud intra-amas... Les galaxies peuvent entrer en collision directe, peuvent capturer les galaxies naines qui passent près d’elles... Dans le centre des amas de galaxies, on observe souvent de très grosses galaxies elliptiques, dont les masses peuvent atteindre 10¹³ M^o: on les appelle des galaxies cannibales, car il semble que leur taille anormalement grande provienne tout simplement du fait qu’elles ont capturé leurs proches voisines.

En ce qui concerne la formation des galaxies, on avance même l’hypothèse que les galaxies elliptiques ne seraient pas nées ainsi, mais résulteraient de l’interaction entre galaxies spirales.

Le monde des galaxies est loin d’être connu avec toutes les précisions que nous souhaiterions; pourtant, de gigantesques progrès ont été faits dans ce domaine de l’astronomie.

Depuis la fin du XIX^e siècle, l’homme a prix conscience que l’Univers est en constante évolution: à l’échelle cosmique, les galaxies naissent, se transforment, tournent sur elles-mêmes, se meuvent dans l’espace et interagissent; les étoiles se préparent dans le secret des nuages moléculaires, rayonnent, évoluent et s’éteignent tandis que d’autres se reforment. L’Univers est un immense carrousel.

Notre conception du monde n’est-elle pas aujourd’hui fondée sur la certitude que l’ensemble du monde vivant, la Terre, les étoiles et l’Univers expérimentent une longue évolution commandée par les lois de la physique et qui, peut-être, n’obéit à aucun programme préétabli?

Encyclopédie Universelle. 2012.