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Mis à jour
le 11/09/16
 Evolution des galaxies
 

Le dogme d’immuabilité des cieux ayant été abandonné, il est naturel de penser que les galaxies doivent évoluer. Et par suite même, se former. Le problème de leur passé et de leur futur s’est rapidement posé, mais les moyens pour décrire cette évolution sont bien difficiles à apréhender. Aujourd’hui encore, les connaissances concernant la vie des galaxies sont encore fragmentaires. Cependant, de grandes lignes se dessinent et permettent de brosser un premier panorama des objets qui peuplent l’Univers.

Formation des galaxies

Au début de l’Univers, la température est extrêmement élevée, et décroît rapidement avec l’expansion. La matière est totalement ionisée, et les particules chargées (protons et électrons) intéragissent en permanence avec les photons. Les échanges d’énergie entre photons et particules chargées empêchent celles-ci de s’effondrer sous l’effet de leur gravité pour former des structures.

380.000 ans plus tard, la température est tombée à 3.000 K. Dans cette relative douceur, les électrons se combinent aux protons pour former des atomes neutres d’hydrogène. Ce phénomène est la recombinaison (terme bien mal choisi puisque ces particules n’avaient jamais été combinées avant…). Les atomes neutres n’intéragissent presque plus avec les photons, et ceux-ci peuvent alors suivre une trajectoire en ligne droite, sans être perturbés. La matière (atomes) et le rayonnement (photons), sont maintenant découplés, et vont vivre une vie indépendante.

Les atomes sont maintenant soumis à la gravité, sans les perturbations des photons. Là où la densité est un peu plus grande, la gravité est un peu plus forte, et attire des particules nouvelles. Celles-ci augmentent la masse, donc aussi la gravité, ce qui fait que le grumeau devient de plus en plus attractif, et doit grossir avec le temps.

Ces grumeaux sont-ils les ancêtres des grandes structures (galaxies ou amas de galaxies) ? Il est logique de répondre par l’affirmative. Cependant, on a trouvé une difficulté dans cette filiation. L’effondrement gravitationnel a commencé, nous l’avons vu, au moment de la recombinaison. A quelle époque cela s’est-il produit ?

Une façon simple de le déterminer consiste tout simplement à associer le rayonnement qui a été émis à 3.000 K à l’époque, avec celui que nous reçevons de nos jours à 3 K. Le rayonnement libéré par les atomes devenus neutres a pu parcourir librement l’espace depuis, et doit donc nous parvenir maintenant. Ce doit être un rayonnement de corps noir, qui s’est produit lorsque l’Univers était bien plus chaud et dense qu’aujourd’hui. Depuis, l’expansion a étiré toutes les distances, et en particulier les longueurs d’onde. Par conséquent, un rayonnement de longueur d’onde λ lors de l’émission, doit nous arriver avec une longueur d’onde plus grande, puisque l’Univers est en expansion, et doit donc nous paraître bien plus froid. La température est proportionnelle à la longueur d’onde, donc une température 1.000 fois plus faible (3 K par rapport à 3.000 K) correspond à une longueur d’onde agrandie 1.000 fois (T = (1 + z) T0, T0 étant la température du rayonnement aujourd’hui). Par conséquent, le décalage spectral z, au moment de la recombinaison, est de l’ordre de z = 1.000.

Ce rayonnement a été observé depuis assez longtemps et sa température mesurée avec de plus en plus de précision par trois satellites successifs : COBE, WMAP, Planck. Les trois ont donné la même image, mais de plus en plus fine. Les fluctuations de température sont de l’ordre du 100.000e. Agrandies 1.000 fois, elles devraient être de l’ordre du 100e aujourd’hui. Or les grandes structures de l’Univers aujourd’hui sont cent fois plus grandes. Une telle erreur est significative, il est difficile de l’ignorer.

Problème et solution

Le problème vient de la date de début de l’effondrement : au moment de la recombinaison (z = 1.000), il est trop tard… Si l’effondrement avait commencé plus tôt, le problème ne se poserait pas. Si ça ne s’est pas passé, c’est parce que les photons l’ont interdit. Alors, les astrophysiciens ont trouvé une parade : il existe une matière massive, mais non sensible à l’interaction électromagnétique. Celle-ci a pu très bien commencer à former des grumeaux bien avant la recombinaison. Et au moment de celle-ci, les atomes libérés du rayonnement ont été attirés par les grumeaux déjà formés, et les structures telles que nous les observons ont pu se constituer.

Cette matière hypothétique est la matière noire. Son existence et ses propriétés sont déduites de ce problème qu’on ne sait pas résoudre autrement. On ne l’a jamais observée.

Quand commence-t-elle à s’effondrer ? Les photons ont de l’énergie qui se communique par interaction aux particules, et les empêche de se condenser. D’après l’équivalence masse-énergie (E = m c2), on peut aussi exprimer la matière en termes d’énergie, et la comparer au rayonnement. Au début, l’énergie des photons l’emporte largement sur celle des particules. Mais les choses changent : avec l’expansion, les particules (matière et photons) se diluent dans l’espace et leur densité diminue comme 1 / R3 (quand les dimensions sont multipliées par 2, le volume est multiplié par 8). Mais pour les photons, lorsque la dimension double, la longueur d’onde double aussi, et l’énergie du photon est divisée par 2. Cette énergie diminue donc comme 1 / R pour chaque photon. Donc, la densité d’énergie des photons diminue comme 1 / R3 × 1 / R = 1 / R4.

La densité d’énergie des photons diminuant plus vite que celle de la matière, quelle que soit sa domination initiale, elle deviendra minoritaire au bout d’un certain temps. Pour cela, on parle d’ère du rayonnement au début, puis d’ère de la matière ensuite. Cette transition se produit lorsque le décalage spectral était 10 à 100 fois plus grand qu’à la recombinaison, donc compris entre 10.000 et 100.000 ; l’ère du rayonnement a été brève.

Lorsque la matière prend le dessus, elle commence à s’agglutiner (à condition de ne pas ressentir l’interaction électromagnétique). Les grumeaux qu’elle forme alors seront les germes des grandes structures : la matière baryonique, libérée des photons après la recombinaison, tombera sur eux.

Observations

L’observation des galaxies dans leur jeune âge est difficile, parce qu’on en reçoit très peu de lumière, et parce que celle-ci est fortement décalée vers le rouge : il faut les chercher à grand z.

La mesure du décalage vers le rouge est délicate. Pour les galaxies très lointaines, il n’est pas possible de détecter des raies spectrales, il n’est pas possible de prendre un spectre. Alors, il faut trouver d’autres moyens. La grande distance de ces objets, inconvénient majeur pour leur étude, se tourne en avantage. A cause de l’éloignement, la lumière qui nous en parvient a parcouru une très grande distance dans l’Univers, et a rencontré beaucoup d’atomes d’hydrogène. L’absorption a fait son œuvre.

L’ionisation de l’atome d’hydrogène depuis son niveau fondamental nécessite une longueur d’onde plus courte que 911,2 Å.
En-dessous de cette valeur, l’efficacité (section efficace, capacité d’absorption) augmente.
Mais à 911,2 Å elle tombe à 0 et y reste au-dessus.

Le schéma ci-dessous montre la chute brutale de la section efficace à 911,2 Å :


section efficace de photoionisation

Il s’ensuit que les photons de longueur d’onde inférieure à 911,2 Å sont éliminés, et laissent un manque dans le spectre. L’intensité du spectre monte donc brutalement à cette longueur d’onde, c’est le saut de Lyman :


saut de Lyman

Si l’émetteur est proche, on observe le saut de Lyman à cette longueur d’onde. S’il est lointain, le saut est décalé vers le rouge, on l’observe dans le visible ou même l’infrarouge. Son observation permet de déterminer le décalage vers le rouge. Il existe d’autres sauts qui permettent de déterminer ou de confirmer ce décalage.

Les galaxies évoluent

Il est logique de penser que les galaxies évoluent. D’ailleurs, notre Voie Lactée, au taux de formation actuel, n’aurait pas eu le temps de se former. Donc le taux de formation d’étoiles y a été plus évolué dans le passé.

Mais rien ne vaut une preuve observationnelle. Et on l’obtient en considérant la couleur globale des galaxies.

Effet Butcher-Oemler

En observant des galaxies de plus en plus lointaines, on a déterminé une proportion de galaxies bleues beaucoup plus grande dans les amas lointains que dans les amas proches (évidemment après correction du décalage spectral !). Cette différence est nommée effet Butcher-Oemler. Ceci s’explique très simplement : dans leur jeunesse, les galaxies contenaient beaucoup de gaz, et formaient de nombreuses étoiles. Parmi celles-ci, les bleues, massives et chaudes, sont prépondérantes et donnent la coloration globale. Plus tard, la formation s’est ralentie, et les étoiles vieilles deviennent prépondérantes avec leur lumière rouge. Mais ceci n’est pas si simple. On a pu déterminer le taux de formation d’étoiles, dans une galaxie typique, en fonction du temps. Ce taux est loin d’être constant :


taux de formation d’étoiles Bowens et Illingworth, 2006

Ce diagramme est connu sous le nom de celui qui l’a proposé : diagramme de Madau (Madau et al. 1996, MNRAS 283, 1388). La formation d’étoiles a eu son heure de gloire vers z = 4, où elle présente un maximum. On peut être surpris par ce maximum, qui n’est pas au début ! En effet, le raisonnement qu’on a fait plus haut consistait à dire que la quantité de gaz disponible ne pouvait que diminuer, par sa conversion progressive en étoiles.

Ce schéma montre que la formation n’était guère plus élevée qu’aujourd’hui pour de grands z. Il faut en conclure que la quantité de gaz disponible a évolué avec le temps. On conçoit un apport de gaz progressif en provenance de l’espace intergalactique, dans les amas. Des nuages de gaz tombent sur les galaxies, et relancent la formation d’étoiles. Cette relance a été maximale vers z = 4.

Si les galaxies étaient isolées, le gaz décroîtrait exponentiellement sur 3 milliards d’années. Il faut donc qu’il y ait un apport de gaz. D’autre part, la métallicité augmente moins que si la galaxie était isolée. Par conséquent, on doit envisager un apport de gaz frais plus ou moins régulier au cours du temps.

Les NAGs

Comme la formation d’étoiles, le phénomène d’activité des noyaux a eu son heure de gloire il y a longtemps. Produite par le trou noir central qui accrète du gaz (ou des étoiles), l’activité a besoin de matière abondante à proximité. Aujourd’hui, il ne reste que les galaxies de Seyfert, possédant un petit trou noir central.


distribution des 23.000 quasars du catalogue 2dF Croom et al. 2004

Ce schéma montre que les quasars étaient très actifs pour z autour de 1,6. Ce qui correspond à 4 milliards d’années après le Big Bang.

Galaxies naines

Depuis quelques années, on à découvert des galaxies naines autour de la Voie Lactée. La surprise est qu’elles se trouvent toutes dans un même plan, quasiment perpendiculaire au plan de la Voie Lactée. Les habitudes de pensée newtonniennes nous font imaginer une répartition pratiquement sphérique. Et maintenant, les simulations numériques incluant la matière noire montrent de nombreuses condensations de matière noire (des grumeaux), qui attirent la matière baryonique et lui permettent de s’effondrer en étoiles et galaxies naines. Mais leur distribution est sphérique.

Les modèles de matière noire ne prédisent donc pas ce qu’on observe, ce qui amène certains à en nier l’existence : il faudrait trouver autre chose pour résoudre les problèmes. Mais c’est sans compter sur l’imagination des autres théoriciens. En fait, les simulations montrent que la matière noire forme, au cours du temps, des filaments qui se croisent. Aux croisements, se trouve une forte condensation, donc une gravité plus importante. C’est là que se forment les structures, les amas de galaxies. Dans les filaments, la gravité est plus faible, et les objets capables de s’effondrer sont moins massifs. Ce sont les galaxies naines. Cette solution prévoit donc qu’elles sont naturellement alignées le long des filaments. Si on considère que la Voie Lactée est presque perpendiculaire au filament, on conçoit que les galaxies naines aient cette répartition.

Les observations, comparées aux simulations, montrent un autre problème : dans la matière noire, des milliers de grumeaux se forment, qui devraient accréter autant de galaxies naines. Or autour de la Voie Lactée, on compte quelques dizaines de galaxies naines&hellp; Pourquoi si peu ? Première idée, bien sûr, parce que la matière noire n’existe pas. Mais ses tenants ont une parade. Les grumeaux ne sont pas assez massifs pour former tous des galaxies naines assez brillantes pour être observables. Ce sont des grumeaux noirs, et ils ne seront jamais observables en lumière visible.

Il se peut aussi que les grumeaux les moins massifs ne forment que des galaxies naines faibles, non détectables aujourd’hui. Les nouveaux télescopes de la classe des 40 m, en construction, nous les feront découvrir. Pour l’instant, nous ne savons pas si elles attendent d’être découvertes, ou si elles n’existent pas.

Ces idées sont rassurantes, elles sauvent la matière noire !

Notre voisine Andromède possède aussi des galaxies naines, qui tournent aussi dans un plan, encore plus mince que celles de chez nous. Elles s’étendent sur plus d’un million d’années lumière, avec une épaisseur de seulement 40.000 AL. Les meilleurs simulations de matière noire n’expliquent pas cette répartition. Par contre, les mouvements de ces galaxies naines seraient parfaitement expliqués si elles provenaient de la capture d’une grande galaxie, dont elles seraient les débris. La direction de chute de cette galaxie donnerait alors tout naturellement le plan dans lequel se déplacent les débris.

Qu’on envisage l’existence de la matière noire ou pas, il y a des problèmes dans les modèles. Et les idées pour sauver ces modèles ne manquent pas. Le seul ennui est qu’aucune de ces idées n’est vérifiable actuellement.

Andromède est une grande galaxie, et sa proximité permet une étude fine. En particulier, on s’est intéressé aux galaxies naines qui gravitent autour, et qui ont produit à tout le moins une surprise. Les dernières ont été découvertes récemment (2013), et ont conforté l’idée que l’on avait depuis quelques années. On a détermiuné les paramètres cinétiques de 15 galaxies naines qui orbitent autour d’Andromède, dans un même plan. De plus, 13 d’entre elles tournent dans le même sens. Il est très difficile d’envisager une telle répartition due au hasard. Il est donc nécessaire de trouver une explication.

Pour répondre à cette question, on remarque d’abord que la Voie Lactée n’est qu’à 1 degré du plan orbital de ces galaxies. La tentation d’envisager une collision passée entre ces deux objets est donc forte. Mais il y a un problème. En effet, les galaxies naines qui se sont formées par effondrement contiennent de la matière noire, qui a provoqué leur formation. Alors que les galaxies naines débris de collisions, nommées naines de marées, n’en contiennent pas, ou très peu. Or les naines qui entourent Andomède en contiennent beaucoup. Ce qui amène à chercher une autre explication.


Jenny C. Richardson et al. 2011

Le grand cercle vert indique les limites de l’observation, son rayon est de 150 kpc. Les taches cerclées de bleu sont les galaxies naines satellites déjà connues. Celles cerclées de rouge ont été découvertes grâce à cette observation (PAndAS, Pan-Andromeda Archaeological Survey). PAndAS a été mené par la caméra Megacam, au CFHT (Canada-France-Hawai Telescope).

Les galaxies naines apparaissent comme des sur-densités d’étoiles géantes rouges, à faible métallicité. En effet, à la distance d’Andromède, le télescope ne permet pas de détecter les étoiles de la séquence principale ; ceci est donc la limite de l’observation. La spectroscopie est encore plus limitée bien sûr, et ne permet d’observer que les plus brillantes de ces géantes.

Parmi les galaxies naines d’Andromède, And XXVII est une exception : elle fait partie d’un flot d’étoiles semblables (visible sur l’image), et l’ensemble pourrait être les débris d’une interaction de marées avec M31. D’autres flots sont bien visibles, qui entourent la galaxie. Ces flots d’étoiles provienent très certainement de reste de galaxies accrétée par Andromède. Il y a aussi d’autres structures visibles formées d’étoiles. Et enfin, des groupes d’étoiles semblant provenir de M33 (en bas à gauche).

Cette image montre une densité surfacique de galaxies naines à peu près constante jusqu’aux limites de 150 kpc, ce qui correspond à une décroissance radiale en 1 / r (r étant la distance au centre de M31). Ce résultat est en conflit, au moins apparent, avec les simulations cosmologiques.

Toutes ces structures, habituellement invisibles, témoignent d’un passé tumultueux de notre voisine. D’ailleurs, les populations d’étoiles d’Andromède sont très différentes selon la région, témoignant d’origines différentes.

L’évolution des grandes structures

Les grandes structures évoluent sans que les galaxies qui en font partie ne fusionnent. Ce sont en fait les halos de matière noire qui fusionnent.

On envisage plusieurs modèles, selon la qualité envisagée pour la matière noire. La différence tient dans la vitesse des particules au moment où elles se sont découplées des photons.

modèle HDM (Hot Dark Matter)

La matière noire chaude est constituée de particules possédant une vitesse relativiste au moment où elles se sont découplées des photons. Ses propriétés sont :

ce modèle est appelé top-down (les plus grands d’abord).

Problèmes :

Il est évident que les neutrinos sont des particules de matière noire chaude ! Lors de leur découplage d’avec les photons, ils étaient raltivistes, et le sont restés. Du fait de leur très faible taux d’interaction avec la matière ordinaire, ils ont un libre parcours moyen presque aussi grand que l’horizon (qui est limité par la distance parcourue par les photons). De ce fait, ils exercent une faible pression sur un volume de l’ordre de celui de l’Univers observable.

Mais les neutrinos connus ont une masse bien trop faible pour constituer la totalité de la matière noire.

modèle CDM (Cold Dark Matter)

C’est le modèle de la matière noire froide. Les particules de matière noire sont lentes (devant la vitesse de la lumière) lorsqu’elles se découplent des photons.

Ces particules ont un libre parcours moyen bien plus petit que celui des particules chaudes, et donc leurs interactions avec la matière portent sur des distances bien plus faibles. Et les structures qui se forment les premières sont plus petites que dans l’autre modèle. Par conséquent, les grandes structures se forment ici plus tard, par acrrétion des petites déjà formées. Ce modèle est donc bottom-up, ou hiérarchique.

Les galaxies se forment par fusion de galaxies naines, qui eeles-mêmes se forment par effondrement gravitationnel.

Ce scénario a été envisagé dès les années 70, lorsqu’on a découvert les premières galaxies naines en orbite autour de la Voie Lactée. Proches, soumises à une gavité intense, elles subissent des forces de marées très vives, qui les perturbent. De plus, leur orbite les amène à passer dans le plan du disque, où elles subissent une friction importante et donc un freinage. Toutes ces perturbations peuvent les détruire, et laisser derrière elles une traînée d’étoiles, un peu comme une comète se désagrège et abandonne sur son orbite les poussières et gaz qui la constituaient.

Des deux modèles, c’est celui qui représente le mieux les observations, et donc celui qui est privilégié à l’heure actuelle.

Scénario de formation

Le premier scénario invoqué pour la formation des galaxies spirales est l’effondrement d’un grand nuage de gaz et poussières qui s’aplatit en tournant, et forme le bulbe en son centre, et les étoiles du disque plus loin. Ce scénario, nommé effondrement monolithique, est battu en brèche aujourd’hui. L’effondrement est suffisamment lent pour que des étoiles se forment avant qu’il ne se termine. Le système des premières étoiles est donc épais, c’est un sphéroïde. On pense maintenant que le bulbe se forme ainsi.

Par contre, le disque se construit petit à petit, par apport de gaz qui va former de nouvelles étoiles. Cette variante du scénario est nécessitée par l’observation du taux de formation d’étoiles, dont la maximum n’est pas au début, impliquant cet apport progressif.

Les étoiles les plus éloignées du plan du disque, sont donc celles qui se sont formées pendant son effondrement, donc tout au début. Par conséquent, les plus vieilles. Or on observe justement que les étoiles sont d’autant plus vieilles qu’elles sont plus éloignées du plan. Ce scénario semble donc représenter correctement la formation des galaxies spirales.

Une autre observation est importante, concernant notre Voie Lactée. Le halo d’étoiles qui entoure le disque est plus petit que le disque lui-même. Ceci indique que le nuage qui a formé notre Galaxie à son début était de la taille du halo, et non du disque actuel. Celui-ci s’est donc formé après.

L’effondrement monolithique n’est donc pas le modèle qui convient pour la formation des spirales. Celles-ci se sont formées par l’effondrement d’un nuage de masse moyenne, qui a donné le bulbe et une petite partie du disque. Ensuite, l’accrétion de nuages de gaz provenant du milieu intergalactique a alimenté le disque, et produit le taux de formation stellaire maximum qu’on observe vers z = 4. Mais l’effondrement monolithique convient bien pour expliquer l’existence de galaxies elliptiques très tôt après le Big Bang, puisque l’observation de celles-ci à grand décalage vers le rouge montre qu’elles sont déjà formées, et évoluées. Il est donc probable que des mécanismes différents aient coexisté, et que les choses ne soient pas aussi simple qu’on le souhaiterait !

Pour la formation des grandes structures (amas de galaxies), le scénario hiérarchique est actuellement privilégié.

Autres propriétés

Les bébés-galaxies sont le plus souvent des flambées d’étoiles encore enfouies dans leur cocon de gaz et de poussières. Leur rayonnement ne sort que dans l’infrarouge, et le décalage spectral l’amène dans le millimétrique. En microondes, les galaxies lointaines sont plus brillantes que les proches (en apparence).

Les premiers objets qui s’effondrent ont une masse de 1.000 masses solaires. Ils s’agglutinent pour former de petites galaxies. Leur décalage et entre z = 2 et z = 10.

Effet Sachs-Wolfe intégré

La proportion de matière noire dans les mas de galaxies est estimée à 6 fois celle de matière baryonique. Le modèle CDM reproduit le mieux les observations. De plus, on a observé un effet en 2005 en corrélant les cartes de WMAP et de celles du Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Cet effet est un bleuissement des photons qui traversent une grande structure, comme un amas de galaxies massif.

Cet amas (500 millions d'années-lumière) produit un puits de potentiel important, dans lequel les photons se font piéger. Ils tombent donc dans ce puits, et perdent de l’énergie potentielle. Si c’étaient des particules de matière, ils gagneraient de l’énergie cinétique, donc de la vitesse. Mais ce n’est pas possible pour des photons, qui voyagent déjà à leur vitesse limite. Il faut donc que cette énergie potentielle soit transformée autrement. La seule possibilité est de modifier l’énergie du photon c’est-à-dire sa longueur d’onde (E = ℎ ν). Ainsi, le photon qui tmobe dans le puits de potentiel de l’amas doit bleuir. Mais l’amas n’est pas un trou noir, et le photon en ressortira. Pour cela, il va regagner l’énergie potentielle qu’il avait perdue à l’entrée, et par conséquent rougir autant qu’il avait bleuit. Le résultat serait donc une couleur inchangée.

Mais c’est compter sans l’accélération de l’expansion de l’Univers. Pendant le voyage du photon dans l’amas, ses dimensions augmentent. Le puits de potentiel diminue donc. Et par conséquent, le rougissement du photon est plus faible que ce qu’on avait envisagé. Et que son bleuissement à l’entrée. Par suite, le bleuissement diminue, mais ne s’annule pas.

Cet effet ayant été observé, favorise le modèle de matière noire froide, avec énergie noire…

Observations Hubble Deep Field semblent montrer que près de 25 ;% des galaxies lointaines étaient irrégulières contre 7 % aujourd’hui

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