L’actualité du LAM Le cours à l’Observatoire
Historique de Marseille
liens
Mis à jour
le 18/08/17
 Les galaxies
 
Table des matières
1 Les premières découvertes
   1.1 Les Univers-Iles
   1.2 Types de galaxies
   1.3 Age des galaxies
2 Types et propriétés principales
   2.1 Galaxies elliptiques
   2.2 Galaxies spirales
   2.3 Galaxies lenticulaires
   2.4 Galaxies irrégulières
   2.5 Explication des spectres
   2.6 Masse
3 Propriétés dynamiques
   3.1 Les spirales stochastiques, ou filamenteuses
   3.2 Stabilité des galaxies spirales
   3.3 Cinématique
   3.4 Rotation d’une spirale
   3.5 Orbites des étoiles
   3.6 Résonances de Lindblad
   3.7 Ondes de densité
   3.8 Galaxies barrées
   3.9 Galaxies en interaction
   3.10 Galaxies à coquilles
   3.11 Marées galactiques
   3.12 Les satellites de la Voie Lactée
   3.13 Formation

1 Les premières découvertes

1.1 Les Univers-Iles

La nature des objets qu’on a appelés nébuleuses a été longtemps débattue. Certains penchaient pour y voir des nuages de gaz, d’autres envisageaient que ce soient des assemblées d’étoiles. Les moyens d’observation ne permettaient pas de trancher, car ils ne pouvaient résoudre les étoiles éventuelles.

Emmanuel Kant, vers 1750, pensait que certaines étaient des groupements d’étoiles. C’est William Herschel, à l’aide de son grand télescope, qui parvint à résoudre les amas globulaires et certaines nébuleuses. La balance semblait pencher dans ce sens.

Mais d’autres nébuleuses, analysées par spectroscopie, étaient manifestement des nuages de gaz. La question a été définitivement tranchée en 1924 après la mise en service du télescope de 2,54 m du Mont Wilson.

Univers-îles est le joli nom donné par Humboldt vers 1850, à ces nébuleuses résolues. Avant, on considérait que l’ensemble des étoiles et des nébuleuses qu’on voyait, constituait l’Univers. Si certaines nébuleuses sont en fait d’autres grands rassemblements d’étoiles, c’est qu’il y a plusieurs univers de même type. D’où le nom. L’Univers devient maintenant l’ensemble des univers-îles.

Le nom univers-îles a été considéré trop long par la suite. On a tiré un nom plus court du nom grec de la Voie Lactée : galaxias a donné galaxie. Ces objets ont donc eu trois noms successifs : nébuleuses, univers-îles, enfin galaxies. Ce troisième nom restera sans doute définitif.

A l’heure actuelle, on appelle Galaxie, avec une majuscule, celle dans laquelle nous nous trouvons. Le nom de Voie Lactée est normalement réservé à la bande lumineuse d’étoiles. La Galaxie contient la Voie Lactée.

En provençal, la Voie Lactée se nomme lou camin de San Jacque, parce que vue de Provence, sa direction approximative nord-est, sud-ouest indique celle de Saint Jacques de Compostelle.

Seules trois galaxies sont visibles à l’œil nu : les 2 nuages de Magellan, satellites de la nôtre, visibles dans l’hémisphère sud, et la galaxie d’Andromède, visible dans l’hémisphère nord. Cette dernière a été découverte en 1612 par Simon Marius, et elle se trouve à 2,2 millions d’années-lumière seulement de nous !

Dans son catalogue de 1784, Charles Messier décrit 103 objets dont une cinquantaine de galaxies (qu'il ne pouvait différencier des nébuleuses). Le New General Catalog NGC établi par S.L.E. Dreyer en 1890, comporte 7.840 objets, incluant ceux de Messier. La désignation de Messier comporte la lettre M suivie d’un numéro, celle du NGC comprend les trois lettres du catalogue, suivies également d’un numéro. Bien que plus récent et beaucoup plus complet, le catalogue NGC n’a pas supplanté le catalogue de Messier, toujours en usage. Les galaxies décrites par Messier ont donc deux désignations usuelles différentes. Par exemple, la galaxie d’Andromède est désignée M 31, ou NGC 224.

1.2 Types de galaxies

On distingue trois types morphologiques : les spirales, les elliptiques et les irrégulières. Ce classement est basé sur l’aspect visuel des galaxies, et n’implique pas a priori une corrélation avec l’évolution des galaxies. Cependant, ce lien a été établi au début par erreur et par Hubble, créateur de cette classification (diapason de Hubble).

diapason de Hubble Encyclopédie Imago Mundi (http://www.cosmovisions.com/gaor.htm)

Les spirales sont notées S, avec les sous-types a, b ou c. Elles sont caractérisées par de magnifiques bras spiraux, ressemblant un peu à certains feux d’artifice tournants. Elles possèdent un noyau normalement elliptique, mais certaines (près des deux tiers) présentent une barre d’étoiles qui allonge le noyau. Les bras spiraux partent alors des extrémités de la barre. Les spirales barrées sont notées SBa, SBb et SBc.

Les elliptiques sont de forme ellipsoïdale très régulière, partant de la forme sphérique. Leur luminosité décroît rapidement du centre vers la périphérie. Elles sont notées de E0 à E7.

Un type particulier fait la jonction entre les elliptiques et les spirales, ce sont des galaxies aplaties et ronde. Elles sont désignées comme lenticulaires, de type S0.

Quelques galaxies, comportant moins d’étoiles, ne parviennent pas à trouver une forme régulière. On les nomme tout naturellement irrégulières. Les deux Nuages de Magellan sont irrégulières.

Nous verrons plus loin que les galaxies se groupent en amas. Les galaxies cD (cluster Dominant) sont des elliptiques supergéantes, atteignant 10.000 milliards de masses solaires (presque 100 fois notre Galaxie), que l’on trouve en général au centre d’un amas.

 masse typique
en masses solaires
luminosité
luminosité solaire
gaz
%
proportion
Spirales100 milliards abondant70 %
Elliptiquesde 1 million à 10.000 milliards traces25 %
Irrégulièresquelques milliards  5 %

Il n’y a pas de solution de continuité entre ces différents types. C’est cette remarque qui a entraîné l’interprétation évolutive par Hubble. Il n’en est rien.

Les elliptiques sont plus lumineuses que les spirales. Ce sont aussi les plus massives. Elles ont peu ou pas de gaz, et sont constituées d’étoiles vieilles et d’amas globulaires.

1.3 Age des galaxies

Toutes les galaxies ont approximativement le même âge : 1010 années. Elles se sont formées rapidement après le Big Bang, ce qui leur confère un âge équivalent. La formation des galaxies sera abordée dans un autre chapitre.

2 Types et propriétés principales

Après leur découverte, la morphologie des galaxies a été étudiée, leur apparence sur le ciel étant le premier critère accessible. On les a donc classées en quelques types particuliers, dont les propriétés physiques sont probablement semblables dans chaque classe. Ce genre de classement se pratique dans toutes les disciplines en création, il permet une première approche simplificatrice.

2.1 Galaxies elliptiques

Les galaxies elliptiques sont des systèmes de vieilles étoiles rouges. Elles se sont formées il y a longtemps, et ont perdu tout leur gaz. Il ne peut donc plus y avoir de formation d’étoiles, et par conséquent on ne peut y observer des étoiles bleues jeunes, celles-ci ayant une durée de vie bien trop brève pour être encore présentes.

On a longtemps cru que la forme aplatie des elliptiques était due à leur rotation : comme Jupiter, elles devaient s’aplatir en fonction de leur vitesse de rotation. Or les mesures de cette vitesse d’ensemble ont montré qu’elle était bien trop faible pour expliquer l’aplatissement. Il a donc fallu trouver un autre mécanisme pour justifier cette forme. L’explication qui semble la bonne est qu’une galaxie elliptique se comporte un peu comme un essaim d’abeille : elle est composée d’un très grand nombre d’individus, chacun ayant son comportement particulier. Les étoiles circulent autour du centre galactique sur des orbites absolument quelconques. Les collisions sont très rares, le système est donc stable. L’ensemble d’orbites aléatoires implique cette forme elliptique. On dit qu'elles sont stabilisées par la pression, parce qu'on peut modéliser statistiquement l'ensemble comme un gaz autogravitant. Les interactions gravitationnelles globales sont assimilables à une pression gazeuse. Un résultat tout récent (2012) a été publié concernant la stabilité des galaxies.

Les elliptiques se caractérisent par :

Les orbites étant quelconques, l’aplatissement d’une galaxie elliptique est dû à une disymétrie : il y a davantage d’orbites orientées le long de son grand axe. Or nous verrons que les galaxies se heurtent souvent, et que lors d’un choc, l’orientation résultante découle des orientations des orbites dans les impacteurs.

Le noyau d’une elliptique est en général plus rouge que les parties extérieures. Ceci peut paraître paradoxal, car si une formation d’étoiles avait lieu, elle ne pourrait se produire qu’à partir du gaz rejeté par les explosions de vieilles étoiles. Ce gaz recyclé devrait se trouver près du centre, puisque c’est là que se trouve la plus grande densité d’étoiles, et de loin. Ce raisonnement prévoirait donc un noyau plus bleu, contrairement à l’observation.

L’explication réside dans un autre phénomène : la couleur d’une population d’étoiles, à un âge donné, dépend aussi de la métallicité. Plus une étoile contient d’éléments lourds, plus elle est bleue. Les elliptiques présentent une métallicité plus forte dans les parties extérieures.

Les galaxies elliptiques sont notée E, et sont différenciées par un sous-type numérique, indiquant le degré d’aplatissement  : les E0 sont sphériques, les E7 sont les plus aplaties. Cette numérotation pourrait être empirique, mais ce n’est pas le cas. Le chiffre possède une interprétation précise, qui donne une information sur la galaxie.

Une galaxie elliptique est un ellipsoïde (volume en forme d’ellipse) ; un exemple courant d’ellipsoïde est un ballon de rugby. Mais ce n’est pas le bon modèle.

Considérons plutôt une sphère et aplatissons-la. Nous obtenons un volume qui rappelle plus ou moins une vessie de glace, ou une soucoupe volante… Vu de dessus, la sphère montre un cercle, mais vue par la tranche elle montre une ellipse. Elle possède donc deux axes, que nous noterons a (le plus grand) et b. Alors, on définit l’aplatissement comme le rapport (a - b) / a. Si a = b, ce rapport vaut 0, et l’ellipsoïde n’est pas aplati du tout, c’est une sphère. Si b = 0, le rapport vaut 1, et la sphère est totalement aplatie. Donc ce rapport est compris entre 0 et 1, et l’aplatissement est d’autant plus grand qu’il est plus proche de 1.

Notons que c’est toujours un nombre inférieur à 1. Mais si nous le multiplions par 10, nous obtenons un nombre entre 0 et 10. C’est ce dernier, réduit à sa partie entière, qui est utilisé comme indice. Ainsi, E3 signifie que pour cette galaxie l’aplatissement vaut 3 / 10 = 0,3. Donc (a - b) / a = 0,3. Par suite a - b = 0,3 a et a - 0,3 a = b. Donc, b = 0,7 a. Le plus petit axe de la galaxie vaut 0,7 fois le plus grand. Elle est moyennement aplatie.

Maintenant, qu’observons-nous ? Il y a des milliards de galaxies dans le ciel, dont une bonne partie sont elliptiques. Statistiquement, elles doivent se présenter sous tous les angles possibles. Donc un bon nombre d’entre elles doivent être vues exactement par la tranche. Celles-là nous montrent donc leur aplatissement réel. Or les observations ne montrent pas de galaxies dont l’aplatissement soit supérieur à 0,7. Par suite, les galaxies E7 sont toutes vues par la tranche.

Il s’ensuit que la nomenclature des galaxies elliptiques ne nous présente que les numéros de E0 à E7.

Les galaxies elliptiques ne présentent pas de structure. Leur luminosité décroît régulièrement depuis le centre vers les bords, et très rapidement.


M 87 (NGC 4486), Elliptique, dans la Vierge
Télescope 1,06 m pose de 20 mn
NGC 4486A au sud-est et NGC 4478 au sud-ouest photo J.P. Bousquet

2.2 Galaxies spirales

Les galaxies spirales sont des galaxies-disque, d'épaisseur très faible par rapport à leur diamètre. Elles contiennent un bulbe central, forte concentration d'étoiles de forme ellipsoïdale. Le reste est le disque, dans lequel on distingue nettement des bras spiraux. Les bras sont bien plus lumineux que le reste du disque.

Contrairement aux galaxies elliptiques, les orbites des étoiles dans les spirales sont très semblables les unes aux autres, presque circulaires et tournant dans un même plan (c’est pourquoi la galaxie est un disque). Elles sont stabilisées par la rotation. Les étoiles sont en orbite autour du noyau.

La classification des galaxies spirales comporte deux branches : les normales et les barrées. Les normales sont notée S, les barrée SB.

Ensuite, une lettre minuscule -a, b ou c- donne une indication sur la forme de la galaxie. De a vers c :

 noyaubras
Sa ou SBagrosfins
Sb ou SBbmoyenmoyens
Sc ou SBcpetitpuissants

Gérard De Vaucouleur a étendu la classification des galaxies. Il a ajouté les types Sd et Sm. Le type Sd extrapole le type Sc, mais le type Sm (SBm) est le type des galaxies magellaniques, c’est-à-dire ressemblant aux Nuages de Magellan.

Les types Sa et Sb sont dits "précoces" et les autres "tardifs". Cette mauvaise appellation, toujours utilisée, vient d’une interprétation hâtive de la séquence Sa à Sc en terme d’évolution. Nous verrons plus loin qu’il n’en est rien.

Les étoiles qui constituent les galaxies spirales ont des propriétés particulières :

Le bulbe

Le centre des galaxies spirales est occupé par un bulbe constitué d’étoiles beaucoup plus rapprochées les unes des autres que dans le disque. L’aspect de ce bulbe rappelle la forme d’une galaxie elliptique. De plus, la décroissance de brillance du centre au bord, et la couleur globale, sont semblables à celles des elliptiques.

Mais là s’arrête la ressemblance, et les bulbes de spirales ne sont pas des elliptiques qui auraient acquis des bras… En effet :

Le disque

Dans les galaxies spirales, le gaz se réparti d’une façon très particulière. Les différents types de nuages occupent dans l’espace des niches préférentielles. Le schéma ci-dessous montre, sur le profil d’un galaxie spirale optique (en jaune), les courbes d’abondance des différents nuages.

On voit que les régions H II (H ionisé) sont groupées près du centre galactique. Par contre, l’hydrogène neutre (région H I) s’étend beaucoup plus loin du centre, les nuages qu’ils constituent ayant leur densité maximum en-dehors de la galaxie optique. Ceci est un argument qui montre que les galaxies s’étendent réellement beaucoup plus loin que ce que le disque d’étoiles laisse penser.

Cette différence de répartition s’explique bien : près du centre galactique, et jusque dans les bras spiraux, il y a beaucoup d’étoiles chaudes pour ioniser l’hydrogène. La proportion de ces nuages qui sont ionisés est donc plus forte.

Dans l’épaisseur, le gaz est très concentré dans le plan de symétrie, à moins de 50 pc de celui-ci.


Galaxie spirale M 104, le Sombrero dans la Vierge
type Sa, à 50 millions d’AL, mv 8, dimensions 9′ × 4′
Newton 106 cm pose 15 mn photo J.P. Bousquet

Cette très belle photo montre les caractéristiques des galaxies de type Sa : le noyau est très important, et le disque de poussières concentré dans le plan est très absorbant. Bien sûr, cette galaxie est vue pratiquement par la tranche, et les spires ne sont pas visibles. Elles sont d’ailleurs peu marquées dans ces galaxies-là. On sait que c’est une galaxie spirale par l’importance et l’aplatissement de son noyau, par la présence du disque, et par les poussières situées dans le plan de symétrie (les elliptiques n’ont pas de disque ; les lenticulaires en ont un, mais pas de poussières).


NGC 4565 spirale Sa dans Coma, tel. C8 photo Jean-Pierre Bousquet
1 pose de 65 mn prise dans le Var à 700 m d’altitude

Cette photo montre une galaxie avec un noyau moins important, et un disque plus étendu. La bande de gaz dans le plan de symétrie est parfaitement visible.


M 31 (NGC 224) galaxie spirale type Sb, dans Andromède Photo Jean-Pierre Bousquet
Distance 2,2 millions d’AL magnitude 3,4 Dimensions 178′ × 63′
lunette 155 mm, 1 pose de 60 mn Hautes Alpes alt. 2.000 m

La classique galaxie d’Andromède, seule visible à l’œil nu dans l’hémisphère nord sous la forme d’une petite tache. C’est notre voisine.


M 101 (NGC 5457) Ursa Major
type Sc, mv 7,9, dimension 22,0′
Lunette 155 mm, pose de 80 mn photo J.P. Bousquet

Contrairement à la précédente, cette galaxie montre des spires bien développées. On remarquera que le noyau est relativement plus petit que dans M104. Les spires se rattachent au centre de la galaxie. Il n’y a pas de barre. Les bras spiraux ne sont pas de densité constante, mais montrent bien des parties très brillantes, et d’autres presque sombres. Elle est située à 27 millions d’années-lumière. Elle est vue pratiquement de face.


NGC 6946 (Arp 29), galaxie du feu d’artifice dans le Cygne, à 22 millions d’AL, type Sc
télescope 120 mm, pose de 300 s avec ST7E, photo J.F. Colliac

Cette belle galaxie montre un petit noyau, qui lui vaut le sous-type Sc. Les bras sont très développés et multiples. A cette distance, une supernova a été observée.


M 109 (NGC 3992), type SBc, dans la Grande Ourse Photo Jean-Pierre Bousquet

L’étoile en haut à droite est Phekda (γ UMa). Cette photo a été prise avec une lunette de 155 mm, pose de 98 mn. La galaxie est à 55 millions d’AL de la Terre, sa magnitude visuelle est de 9,8. Ses dimensions sur le ciel sont de 7′ × 4′. Elle a été découverte par Pierre Méchain en 1781, et sa vitesse de récession est de 1.142 km/sec


NGC 253 spirale de type Sc dans Sculptor Photo Jean-Pierre Bousquet
lunette de 155 mm 1 pose de 40 mn Hautes Alpes alt. 2.900 m

Spirale filamenteuse, dans laquelle les bras ne sont pas complets, mais seulement suggérés par des fragments plus ou moins consécutifs.

2.3 Galaxies lenticulaires

Ces galaxies sont morphologiquement intermédiaires entre les spirales et les elliptiques. Elles sont en forme de disque, et présentent un gros bulbe central, mais ne présentent aucune trace de bras spiraux. La forme du bulbe justifie le nom de lenticulaire. On les classe S0.

2.4 Galaxies irrégulières

Ce sont les galaxies les moins évoluées. On le détermine par l’analyse de leur couleur : elles apparaissent bleues, ce qui montre qu’elles sont constituées d’étoiles jeunes. Pour former de nouvelles étoiles, il faut qu’elles contiennent du gaz. C’est effectivement le cas, elles en contiennent beaucoup.


Le Grand Nuage de Magellan, dans la Dorade, à 179.000 AL, mv 0,1, dimension 650′ × 550′
Téléobjectif Olympus 200 mm f/4, 2 × 10 min photo J.F Colliac

 

Le Grand Nuage est l’une des deux petites galaxies irrégulières satellites de la Voie Lactée. L’absence de structure apparente sur cette photo justifie bien l’appellation irrégulière attachée à ce type de galaxies. Le Grand Nuage est situé à 179.000 AL de nous, et il s’étend sur 3° sur le ciel, soit une grande dimension de 9.500 AL ou 2,8 kpc. Sa masse est de l’ordre de 10 milliards de masses solaires.

On voit sur la photo la nébuleuse de la Tarentule, de couleur rose, qui est une région H II géante. On y a observé en 1987 la Supernova SN 1987A.

Le GNM a été découvert par Magellan en 1519, mais il était cité par Al Sufi dès 964.

2.5 Explication des spectres

Les étoiles bleues sont massives et possèdent une luminosité très forte. Ce sont elles qui dominent dans la luminosité globale des galaxies spirales, et donnent leur couleur bleue. Or ce sont des étoiles à durée de vie très courte. Donc, dans les spirales, elle viennent tout juste de se former à partir du gaz et des poussières. L’absence de ceux-ci dans les elliptiques interdit la formation d’étoiles. Seules les étoiles à longue durée de vie, de types G, K ou M, sont encore présentes dans ces elliptiques.

orbites des étoilesmatière
interstellaire
lumière
excentricitéinclinaisonspectre moyenraiescouleur
spirales00abondanteF - GBalmer en émission régions HIIblanc-bleu
elliptiquessouvent fortequelconqueabsenteG - K jaune-orangée
irrégulières  présenteF - G blanc-bleu

 

La Voie Lactée fait partie de l’Amas Local, qui comprend plus de 25 galaxies réparties dans un volume de 4 millions d’AL de diamètre. On y distingue 13 elliptiques, 4 irrégulières, et 3 spirales. Les deux plus importantes sont notre Voie Lactée et la Grande Galaxie d’Andromède.

Andromède se rapproche de nous et entrera en collision avec la Voie Lactée dans 10 milliards d’années.

L’amas de la Vierge, situé à 60 millions d’années-lumière, contient 2.500 galaxies. Son diamètre est de 10 millions d’années-lumière. Plus un amas est riche, plus la concentration centrale augmente. Il y a souvent une galaxie supergéante de type cD au centre.

2.6 Masse

Les étoiles qui composent une galaxie sont de divers types spectraux. Or à chaque type spectral correspond une température de surface déterminée, et par conséquent une masse donnée. Si on considère le voisinage du Soleil, la répartition des types spectraux (pourcentage d’étoiles de chaque type), donne une relation entre la masse et la luminosité globale de toutes ces étoiles. Les étoiles de faible masse sont nombreuses et peu brillantes, les étoiles massives et très brillantes sont rares. La moyenne pondérée de la luminosité fait que la masse de l’ensemble de ces étoiles, mesurée en masses solaires, vaut 4 fois leur luminosité intégrée, mesurée en luminosités solaires. On a donc, au voisinage du Soleil, la relation :

M = 4 L

Cette relation est évidement statistique, et ne s’applique pas à une étoile particulière.

En supposant, ce qui semble tout à fait justifié, que les populations stellaires soient de nature semblable dans les autres galaxies, alors cette relation s’y applique aussi.

Par suite, la mesure de la luminosité d’une galaxie nous donne immédiatement une estimation de la masse cumulée de toutes ses étoiles. C’est par cette méthode que l’on obtient les masses de toutes les galaxies (bien que le facteur 4 soit approximatif).

Les lentilles gravitationnelles donnent par ailleurs une autre façon d'évaluer les masses des galaxies dans les amas. Les masses obtenues sont en accord global avec cette formule, et permettent de la préciser.

3 Propriétés dynamiques

Un point capital dans la compréhension des galaxies est leur dynamique, à un instant donné, et la stabilité qui en découle. Pour les spirales par exemple, la curieuse forme des bras pose un problème : sont-ils permanents ? S’ils ne l’étaient pas, on devrait voir peu de spirales. D’autant moins que cette structure serait plus brève. Mais s’ils le sont, comment les expliquer ?

3.1 Les spirales stochastiques, ou filamenteuses

Certaines galaxies ont un aspect global de galaxie spirale, mais un examen attentif montre qu’il n’existe pas de bras bien constitués. La galaxie présente seulement des portions de bras dont la longueur ne dépasse pas une petite fraction de tour. Il n’y a pas de structure d’ensemble, mais de petites sous-structures aléatoires, c’est de là que vient le nom de ces galaxies.


NGC 2841 Photo Kitt Peak National Observatory

La galaxie NGC 2841 est le prototype de ces galaxies stochastiques. Sur cette photo, on distingue parfaitement les grumeaux de gaz et d’étoiles qui figurent de faux bras spiraux. L’étoile brillante située dans la galaxie en haut à gauche est la supernova SN 1999by de type Ia.

Comment interpréter cet aspect ? L’absence de structure d’ensemble ne permet pas d’envisager un mécanisme global, mais au contraire un mécanisme local se produisant aléatoirement de-ci de-là dans la galaxie. Si on considère tout simplement qu’une étoile s’allume en un point particulier, que le rayonnement intense de cette étoile entraîne l’effondrement de nuages voisins et par suite l’allumage d’autres étoiles, on obtient un groupe (amas) de nouvelles étoiles assez voisines, de forme grossièrement sphérique. Toutes ces étoiles n’étant pas à la même distance du centre galactique, ne tourneront pas autour à la même vitesse. Aussi, les plus proches du centre vont prendre de l’avance, tandis que les plus lointaines prendront du retard. Le groupe d’étoiles va s’effilocher, et produire un arc d’étoiles.

L’effilochement ne se produit pas au hasard. Les étoiles les plus proches de centre galactique allant plus vite, la partie avant du fragment de bras est plus proche du centre. Ceci donne donc bien un arc de spirale, et non un arc de cercle.

Si la galaxie contient beaucoup de gaz, ce phénomène pourra se produire en de nombreux points, donnant des morceaux de bras. L’aspect global sera bien celui d’une galaxie spirale, mais avec des morceaux de bras sans continuité.


Formation aléatoire de groupes et effilochement
Cette animation permet de créer une galaxie à un instant donné : toutes les étoiles qui la composent sont créées ensemble, elles ont toutes le même âge. Au cours du viellissement, les étoiles deviennent des géantes rouges et ne sont pas renouvellées. Ainsi, la galaxie s’enroule sur elle-même, et la magnifique structure pseudo-spirale disparaît. S’il en était ainsi, on n’observerait qu’un tout petit nombre de galaxies filamenteuses, puisque leur durée de vie serait très brève.
Dans une galaxie réelle, de nouveaux amas d’étoiles sont créés tant qu’il reste du gaz. C’est ce qui assure la pérennité de la structure.

Il existe des évidences observationnelles pour conforter ce modèle :

Ces structures n’ont donc pas de stabilité. L’aspect global se maintient dans le temps par disparition et formation de fragments de bras.

3.2 Stabilité des galaxies spirales

Le problème de la stabilité des galaxies spirales est resté longtemps sans solution. La rotation étant différentielle, comme nous l’avons vu pour notre propre Galaxie, les étoiles proches du centre font un tour complet en quelques millions d’années, alors que celles situées à la distance du Soleil mettent 220 millions d’années pour un tour. Dans de telles conditions, les bras spiraux devraient s’enrouler autour du centre galactique en un temps très court, correspondant à quelques tours, de l’ordre du milliard d’années.

Or les galaxies spirales sont très nombreuses dans le ciel ; si leur durée de vie (sous cette forme) était très brève, on devrait en observer beaucoup moins. Il est bien évident que leur durée de vie est beaucoup plus longue que le temps d’enroulement. Ceci montre clairement que les bras spiraux ne sont pas, contrairement aux apparences, des concentrations de matière liées, plus ou moins rigides. Il faut considérer qu’une étoile donnée peut faire partie d’un bras spiral pendant un certain temps, puis en sortir, entrer éventuellement dans un autre… C’est le cas du Soleil.

Une autre donnée observationnelle consiste à mesurer la brillance de surface d’une galaxie. On choisit une distance au centre, et on mesure la brillance en tournant autour (à distance constante). La mesure coupe ainsi les bras spiraux, et y fait apparaître une surbrillance. Dans le schéma ci-dessous, on voit nettement, dans la courbe bleu tout en haut, les pics correspondant aux deux bras spiraux. Cette mesure a été faite dans le bleu, et concerne donc les étoiles chaudes et jeunes.

On refait la même mesure dans le rouge, pour prendre en compte les étoiles vieilles. La seconde courbe ressemble beaucoup à la première, ce qui montre clairement que les bras spiraux existent également pour les étoiles vieilles, et ce sont les mêmes !


d’après Elmegreen, 1984

Les deux autres couples de courbes sont mesurées à R = 0,4 et à R = 0,3 par rapport au centre. Près du centre, la structure spirale est moins évidente, comme on le voit sur les photos habituelles.

Ces courbes montrent également que des étoiles existent entre les bras. Elles sont simplement moins nombreuses et moins lumineuses.

Une autre donnée observationnelle est la forte concentration d’étoiles massives bleues dans les bras, et leur rareté en dehors. Ces étoiles ont une vie courte, et leur luminosité est très importante. Leur faible durée de vie devrait les rendre rares dans les bras, et c’est le contraire qu’on observe.

Cet ensemble de faits doit s’expliquer par le mécanisme de formation et d’évolution des galaxies spirales.

3.3 Cinématique

Le problème est difficile, mais nous allons l’aborder par un côté pratique, et nous allons construire une galaxie spirale !

Considérons pour cela un centre massif, autour duquel tournent de nombreuses étoiles. Celles-ci seront sur des orbites elliptiques, à l’instar des planètes autour du Soleil.

Si les orbites ont leurs grands axes alignés, les écarts entre étoiles sont à peu près constants. L’excentricité assez forte donne l’impression d’une barre d’étoiles.

Si les grands axes ne sont pas alignés, mais tournent en fonction de la distance, on peut observer que les orbites successives s’approchent l’une de l’autre en certains points. A ces endroits, il y aura donc davantage d’étoiles qu’aux endroits où les orbites s’éloignent l’une de l’autre. Cette plus grande proximité se traduit par une densité d’étoiles supérieure. C’est l’origine des bras spiraux.

On peut constater qu’une étoile donnée entre dans un bras spiral, y reste assez longtemps car son orbite est tangente au bras, puis en sort pour entrer dans le prochain bras un peu plus loin (si sa durée de vie le lui permet).

Deux sens sont possibles pour les orbites. Dans un sens, les étoiles entrent dans un bras spiral par sa partie concave, dans l’autre elles entrent par la partie convexe. Le premier est dit structure traînante, le second structure précédente.

 

Dans les parties où les orbites se rapprochent, la densité d’étoiles est plus importante. Lorsque la galaxie tourne, cette zone de surdensité se déplace à la vitesse de la galaxie : c’est l’excès d’étoiles qui trace la structure spirale.

Attention, cette animation montre une approche cinématique du problème, en ce sens que les étoiles sont traitées comme des points sans masse. Donc, il n’y a pas d’influence entre elles, et les zones de surdensité ne modifient pas le potentiel, donc n’influencent pas le mouvement des autres. Dans la réalité, lorsqu’il y a une surdensité, il y a forcément une modification du potentiel, qui va retentir sur le mouvement des étoiles. L’analyse de ces interactions est indispensable pour étudier la stabilité des spirales.

3.4 Rotation d’une spirale

L’observation (des vitesses) montre que les orbites des étoiles dans une spirale sont très proches de cercles. Nous verrons dans le paragraphe suivant des précisions à ce sujet. Mais pour l’instant, en supposant les orbites circulaires, on peut se demander quelle est la vitesse d’une étoile en fonction de sa distance au centre de la galaxie. En effet, la masse attirante est celle qui est située plus près du centre que l’étoile considérée. Lorsqu'on arrive au bord externe du disque, la masse reste donc constante, c'est la masse totale du disque (bulbe compris). Quelle est l’influence de cette stabilisation sur la vitesse des étoiles ?

Notons d’abord que la vitesse v d’une étoile sur une orbite circulaire, décrite d’un mouvement uniforme (notre hypothèse), s’exprime par la formule très simple

v = ω r

où r est la distance de l’étoile au centre de la galaxie, et ω sa vitesse angulaire. L’uniformité du mouvement signifie que ω ne dépend pas du temps. Mais ω dépend naturellement de r. La première étude à faire est de déterminer la variation de ω en fonction de r : la courbe qui représente cette fonction se nomme courbe de rotation de la galaxie, et son importance cosmologique est de premier plan.

En première approximation, une galaxie se divise en deux parties sur le plan dynamique :


Courbe de rotation simplifiée

Ce graphique cumule trois courbes différentes :

Cette courbe de rotation est simplifiée, mais réaliste en ce sens que les courbes réelles présentent, comme celle-ci, une stabilisation des vitesses dans la partie extérieure de la galaxie, alors qu’on s’attendrait à la voir descendre. En effet, les étoiles sont bien plus nombreuses dans la région centrale, où l’essentiel de la masse de la galaxie se trouve concentrée. Ainsi, les étoiles suffisament lointaines sont toutes attirées par une masse du même ordre, quelle que soit leur distance au centre. Et par suite, elles devraient suivre les lois de Kepler, les plus éloignées étant animées de vitesses moindres. Ce paradoxe a déjà été constaté par Zwicky pour la Voie Lactée. Les étoiles éloignées tournent donc plus vite que ce que la mécanique explique !…

Une courbe de rotation observée

Le schéma ci-dessus est très simplifié. Voici une véritable courbe de rotation, observée sur la galaxie NGC 3198.

Le panneau du haut montre la densité des galaxies, du centre vers la périphérie. La courbe marquée par de + indique la densité en étoiles  celle marquée par de × donne la densité du gaz. On y voit clairement que la densité d’étoiles décroit assez régulièrement, alors que la densité du gaz, elle aussi décroissante, baisse beaucoup plus lentement. Les deux courbes se croisent vers 10 kpc, rayon au-delà duquel le gaz devient majoritaire.

En bas, on trouve les courbes de rotation. Celle qui est marquée par des ° est la courbe observée. Les autres correspondent à des calculs fait d’après les courbes de densité. La courbe gaz indique à quelle vitesse le gaz devrait tourner autour du centre de la galaxie s’il s’y trouvait seul. Symétriquement, la courbe disk montre la vitesse des étoiles, si elles étaient seules. Si on combine ces deux courbes, pour tenir compte à la fois du gaz et des étoiles, on n’obtient pas la courbe observée, loin s’en faut. C’est pourquoi on ajoute une courbe empirique nommée halo, dont la contribution sauve les apparences.

Ce halo est constitué de matière que l’on n’observe pas, c’est pourquoi on le désigne comme matière noire. Notez que sa répartition ne reproduit ni celle du gaz, ni celle des étoiles. Il faut donc admettre l’existence d’une matière de nature inconnue, et dont la répartition répond à des lois elles aussi inconnues. Mais surtout, cette répartition du halo ne peut être indépendante de celles des étoiles et du gaz. En effet, on voit clairement un lien entre la matière normale et la matière noire : l’une est majoritaire au centre, l’autre à la périphérie. Si ces deux types de matière n’interagissent que gravitationnellement, cette répartition s’explique-t-elle ?

3.5 Orbites des étoiles

Comment se comportent-elles vraiment ?

On peut montrer mécaniquement que le potentiel gravitationnel de la galaxie, dans lequel baignent les étoiles, est d’autant plus lisse (présente d’autant moins d’irrégularités), que le nombre d’étoiles est plus grand ! Paradoxalement donc, un grand nombre d’étoiles favorise une grande régularité des orbites, l’influence des étoiles proches étant négligeable devant l’addition des forces produites par les nombreuses autres. Ainsi, un amas globulaire doit être moins stable qu’une grande galaxie, les collisions doivent y être plus fréquentes.

Considérons une étoile qui tourne sur une orbite circulaire, à distance constante du centre. La force que subit une étoile est la même sur toute l’étendue de son orbite. Donc, le potentiel gravitationnel de la galaxie est symétrique autour de son axe. De même, la galaxie est symétrique par rapport à son plan, le potentiel prend donc des valeurs opposées identiques de part et d’autre de ce plan.

Les étoiles tournant sur des orbites grossièrement circulaires, on peut considérer des perturbations d’une telle orbite, et calculer les écarts à celle-ci. La théorie montre que les orbites sont alors plus complexes, et produisent, dans le référentiel tournant avec la galaxie, des boucles dans le plan de la galaxie. A la manière des épicycles de l’Antiquité, l’étoile effectue des boucles autour de la position qu’elle occuperait si l’orbite était strictement circulaire. Les épicycles sont des ellipses, dont l’excentricité est liée à la valeur de k (paramètre vu sur la courbe de rotation). L’étoile tourne dans le sens direct sur le cercle, et dans le sens rétrograde sur l’épicycle. Pendant ce temps, elle effectue aussi un mouvement périodique de part et d’autre du plan de la galaxie.

Les orbites des étoiles, dans le potentiel gravitationel d’une galaxie spirale, ne sont pas des ellipses, mais des épicycles (ellipses agrémentées de boucles). Lorsque la valeur de k divise exactement la période de rotation de l’étoile, l’orbite se referme sur elle-même : elle est fermée. Le nombre de boucles est k / ω.

3.6 Résonances de Lindblad

Si le potentiel gravitationel est perturbé par un phénomène quelconque (barre, compagnon en interaction…), la perturbation va introduire une vitesse de rotation spéciale, que nous nommerons ωp. Cette rotation joue un grand rôle, car elle va produire des phénomènes de résonance avec les étoiles. Les résonances se produisent lorsque les boucles se referment sur elle-même après un tour complet (puisque les étoiles vont repasser au même endroit par rapport au potentiel, ce qui va amplifier les effets).

La perturbation définit la vitesse de rotation de la spirale, qui tourne en bloc (rotation rigide virtuelle, puisqu’il ne s’agit pas d’un vrai mouvement de matière). Il y a trois zones où ceci se produit :

 


origine : Galaxies et Cosmologie, F. Combes, P. Boissé, A. Mazure, A. Blanchard

Les résonances sont des zones où les orbites sont périodiques dans un référentiel tournant. Les orbites se referment sur elle-mêmes, après un nombre entier de boucles. Lorsqu’il y a une seule boucle, la combinaison des deux mouvements donne tout simplement une ellipse.

La configuration dans laquelle il n’y a que deux boucles est la plus probable, car elle correspond à un minimum d’énergie. Or c’est elle qui donne une spirale à deux bras, forme la plus répandue.

De nombreuses galaxies montrent une structure très régulière à deux bras. Un bel exemple en est la galaxie Arp 1, ou NGC 2857


Arp1, Grasslands Observatory

3.7 Ondes de densité

La théorie des ondes de densité est récente, elle a été développée entre 1964 et 1970, à partir d’une idée de Lindblad, par Lin et Shu. Dérivée de la théorie cinématique vue plus haut, elle prend en compte les interactions gravitationnelles entre étoiles. La grande question qui se pose est celle de la nature des ondes de densité. Sont-elles stationnaires ?

Si oui, alors la structure de la galaxie est stable. Mais nous allons voir que les choses ne sont pas si simples.

En fait, la structure spirale n’est pas si stable que cela. Les ondes qui la produisent subissent divers phénomènes qui les amplifient ou les éliminent.

La première constatation, d’après les simulations numériques, est que l’onde spirale s’amplifie (amplification du swing). Entre la résonnance interne de Lindblad et la corotation, les ondes se réfléchissent. Pourquoi ? C’est difficile à expliquer, mais le changement de vitesse de l’onde en s’approchant de la corotation est la cause de la réflexion. Alors, l’onde repart vers le noyau, et va se réfléchir à nouveau sur la RIL. L’interférence entre les différentes réflexions de l’onde produit son amplification.

Malheureusement, cette amplification n’a qu’une durée limitée : au bout de quelques rotations, elle est devenue inexistante, par dissipation de l’énergie de l’onde. Alors, la structure spirale disparait… contrairement à ce que l’observation nous montre. D’où vient ce paradoxe ? Du fait qu’au cours de sa vie, une spirale doit être réactivée successivement par plusieurs excitateurs, provoquant chacun une nouvelle onde spirale.

En fait, une onde spirale est assez naturelle, et sa production aisée. Mais elle n’est stable que sur une période de l’ordre du milliard d’années, trop courte pour expliquer l’abondance et la pérennité des spirales. Donc, depuis l’origine, une spirale a dû être réactivée plusieurs fois. La fréquence des passages proches de galaxies suffit à l’expliquer.

Y a-t-il des observations pour étayer cette vision ? La réponse est affirmative : les plus belles galaxies spirales sont en interaction avec une autre galaxie, comme par exemple la galaxie des Chiens de Chasse :


M 51 et NGC 5195, galaxie des Chiens de Chasse
télescope Mayall (4 m) Kitt Peak 4-meter 1975 photo AURA/NOAO/NSF

Mais la présence d’une barre entretient aussi l’onde spirale…

Finalement, au cours de sa vie, une spirale pourrait nous apparaître comme telle pendant certaines périodes, où l’onde est excitée, puis comme une spirale filamenteuse lorsqu’elle s’éteint. Plus tard, une nouvelle perturbation réactive la structure spirale d’onde de densité… Ce cycle peut s’étaler sur la durée écoulée depuis le Big Bang.

Les mécanismes qui peuvent produire des ondes spirales sont l’interaction avec un compagnon, et la présence d’une barre.

3.8 Galaxies barrées

Deux tiers des spirales sont barrées (1/3 fortement de type SB, 1/3 faiblement de type SAB). C’est le gaz froid (à très faible dispersion de vitesse) qui permet de tracer efficacement les barres faibles.

Dans les spirales barrées, les bras partent des extrémités de la barre. La barre est constituée d’étoiles vieilles, et sa couleur dominante est rouge. Sa luminosité est assez lisse, sans variations brutales. La brillance de surface est pratiquement constante selon le grand axe, ce qui la distingue fortement d’une galaxie elliptique à laquelle les autres critères la font ressembler.

La barre tournant, le côté devant (leading) produit une onde de compression, et des étoiles s’y allument. Aux extrémités de la barre aussi il y a formation d’étoiles.

Le potentiel gravitationel des galaxies barrées est plus complexe que celui des autres (il n’est pas axisymérique). Aussi leur dynamique est nettement plus difficile à appréhender. Néanmoins, des simulations numériques permettent de vérifier que les modèles produits actuellement donnent des structures assez proches de celles observées.

Enfin, la barre est elle aussi une onde de densité ! Elle est le résultat des interférences entre diverses formes d’onde (leading et trailing) près du centre de la galaxie. Cette théorie implique que la barre ne doit pas dépasser la corotation, car les ondes s’y réfléchiraient. Les bras spiraux prennent d'ailleurs naissance aux extrémités de la barre.

3.9 Galaxies en interaction

Les galaxies sont proches les unes des autres. Pour justifier cela, considérons les étoiles à l’intérieur d’une galaxie. La distance entre deux étoiles est de l’ordre de quelques parsecs, alors que le diamètre d’une étoile est de l’ordre de quelques millions de kilomètres. Le rapport distance / diamètre est donc de l’ordre de 1014 / 106 = 108. Les galaxies ont un diamètre de l’ordre de 100.000 AL, et sont éloignées de quelques millions d’AL. Le rapport de leur distance à leur diamètre est donc seulement de l’ordre de 100. Un million de fois moins que pour les étoiles.

On comprendra facilement dans ces conditions, que si les collisions d’étoiles sont pratiquement impossibles, les collisions de galaxies au contraire sont fréquentes. Des recherches récentes, qui se poursuivent activement, ont donné de très bons résultats sur l’évolution des galaxies, en fonction de leurs interactions.

L’étude des interactions a été débutée par le suédois Erik Holmberg en 1940. Ce précurseur avait déjà prévu les marées produites par une galaxie sur une autre, et même simulé ces phénomènes sur des calculateurs analogiques (les ordinateurs numériques n’existant pas encore).

Mais ce beau travail n’a pas été suivi, au contraire l’idée a été abandonnée, et les structures linéaires que l’on observe parfois entre deux galaxies ont été expliquées par des champs magnétiques. On a bien montré depuis que ces champs n’ont pas l’intensité suffisante pour produire de tels effets, et l’explication de Holmberg a été reprise et développée aves les moyens de la simulation informatique.

Le rejet des idées de Holmberg est justifié par l’analogie entre les galaxies et les mers terrestres. Cette analogie semblait interdire la formation de filaments de matière. Mais c’était l’analogie qui n’était pas justifiée ! En effet, les marées que nous considérons sur Terre se produisent sur de la matière condensée, dont les particules constituantes sont fortement liées (dans un solide ou un liquide). Il n’en est pas de même dans les galaxies, où les interactions entre étoiles sont très faibles ; les étoiles ne sont sensibles qu’au potentiel moyen créé par l’ensemble des étoiles et non individuellement. Une galaxie tient en équilibre par autogravitation bien sûr, mais elle n’a pas de cohésion : aucune autre force ne lie les étoiles. Une perturbation même assez faible est plus forte que la liaison entre les étoiles.

En 1961, Pfleiderer et Siedentopf ont fait des simulations, et montré que les filaments étaients formés par la gravité lors d’interactions. Mais eux non plus n’ont pas été suivis, et leur travail est resté lettre morte. Il a fallu attendre 1972 pour que le travail des frères Toomre, de même nature et aboutissant aux même résultats, soit enfin considéré et entraîne l’adhésion de la communauté.

La première forme d’interaction que nous allons considérer est la présence de coquilles autour de nombreuses galaxies elliptiques.

3.10 Galaxies à coquilles

Ce sont des galaxies elliptiques, entourées de coquilles formées d’étoiles. Ces coquilles sont très ténues, et peu lumineuses. Il a été difficile de les mettre en évidence.


NGC 3923 par Marlin et Carter 1983
L’échelle représente 5’ on distingue nettement 5 coquilles

Sur les originaux de la photo reproduite ci-dessus, on peut compter jusqu’à 26 coquilles emboîtées. Elles sont invisibles sur des photos brutes, et n’apparaissent que grâce à des techniques de traitement par masque flou, qui expliquent la mauvaise qualité visuelle des photos. Ces méthodes permettent d’augmenter le contraste de ces faibles objets.

Remarquez que le bord extérieur de chaque coquille est assez net, tandis que vers l’intérieur elles se diluent progressivement. Ce phénomène s’expliquera bien ci-dessous.


NGC 474 photographiée par le CFHT et Mégacam

Dans les galaxies elliptiques du champ, on compte 40 % de galaxies à coquilles. Bien sûr, étant donné les difficultés de mise en évidence, ce nombre est une limite inférieure.


Illusion des coquilles

L’explication qui est actuellement donnée pour la formation des coquilles tient dans l’interaction d’une elliptique, généralement massive, avec une petite spirale qui la percute. En tombant sur l’elliptique, la spirale éclate, et ses étoiles se mettent à osciller autour du centre de l’elliptique, sur des trajectoires quasiment linéaires.

Lorsqu’une de ces étoiles passe au centre de l’elliptique, sa vitesse est maximale. Par contre, lorsqu’elle arrive à sa plus grande élongation (à droite ou à gauche), sa vitesse est nulle. Donc, l’étoile reste bien plus longtemps dans ces positions extrêmes, que devant l’elliptique. Ce qui fait qu’à tout instant, on en voit davantage dans ces positions, et par suite la brillance y est plus élevée.

C’est cette différence de brillance qui permet de distinguer les coquilles, et qui leur donne leur aspect.

3.11 Marées galactiques

Les forces de marées sont des forces gravitationnelles différentielles : les points les plus proches du corps perturbateur subissent une influence plus élevé que les plus lointains. De ce fait, il se produit une force de distortion entre les éléments du corps perturbé. Sur Terre, cette distotion produit les deux bourelets de marée, et explique la périodicité des marées de 12 heures au lieu des 24 heures intuitives (marée haute quand la Lune passe au-dessus de nos têtes…).

La première remarque que nous ferons est qu’à grande distance, la force de marée est faible. Mais un calcul assez simple montre que sa forme produit le potentiel nécessaire à la formation d’une barre ! Cette barre est analogue aux bourelets maritimes sur Terre.

Si le compagnon perturbateur n’est pas dans le plan de la galaxie perturbée, on montre aussi que la marée provoque le gauchissement du plan de la galaxie influencée : le disque se tord en deux points diamétralement opposés, au-dessus du plan moyen d'un côté, en-dessous de l'autre côté.


galaxie spirale gauchie ESO 510-13
Hubble Heritage Team (STScI/AURA), C. Conselice (U. Wisconsin/STScI) et al., NASA

Dans les modèles de simulation, on néglige l’autogravitation entre les étoiles d’une galaxie. Cette approximation se justifie assez bien. Mais elle se justifie encore mieux pour le gaz, moins sensible à l’autogravitation d’une part, et plus sensible aux perturbations du fait de sa basse température (faible dispersion des vitesses).

Les simulations représentent très bien la galaxie M 51 des Chiens de Chasse. Elles reproduisent le pont entre les deux galaxies, et le contre-bras de l’autre côté. De plus, elles expliquent que le pont reliant les deux protagonistes se diluera rapidement, ses étoiles s’agglomérant à l’une ou l’autre des galaxies. Par contre, le contre-bras a une durée de vie beaucoup plus longue, de l’ordre du milliard d’années, et disparaîtra par dilution de ses étoiles dans le milieu intergalactique.


NGC 4038-4039 Les Antennes

Les simulations des frères Toomre, effectuées à partir de deux disques inclinés l’un par rapport à l’autre, et qui subissent une collision, reproduisent très fidèlement ce que montre cette photo.

Les interactions expliquent aussi les spirales à 4 bras. Et encore les anneaux, comme ceux qu’on voit par exemple dans la Roue de Charrette. Dans ce dernier cas, la galaxie impacteuse a percuté le centre de la cible. L'onde de choc est alors une onde radiale, qui provoque une onde de densité en anneau.


galaxie de la Roue de Charrette photo Kirk Borne (STScI), NASA

Pour terminer à propos des interactions, il faut considérer la possibilité que deux galaxies fusionnent au terme de la rencontre. Lors de la rencontre, des phénomènes dynamiques complexes produisent un freinage des étoiles. Le protentiel gravitationnel de chaque galaxie est remplacé par un potentiel résultant des deux systèmes stellaires. Dans ces conditions, les vitesses des étoiles sont fortement perturbées, et la fusion peut avoir lieu.

Les simulations montrent que la fusion de deux galaxies spirales donne une galaxie elliptique.

Alors que les étoiles des deux galaxies se croisent sans se heurter (mais en étant fortement perturbées), les masses gazeuses ont un sort totalement différent. Les distances entre atomes étant assez faibles, il y aura de nombreuses collisions, ce qui produit une onde de choc. La compression qui s’ensuit va donner naissance à de nombreuses étoiles à la surface de contact. Les nuages de gaz restant rebondissent l’un sur l’autre, et sont expulsés.

Ce mécanisme pourrait expliquer la formation des galaxies elliptiques à la suite de collisions de spirales. Il explique à la fois la forme obtenue et l’absence de gaz que l’on constate.

Les coquilles s’expliquent également par ces interactions entre deux galaxies. La présence de nombreuses galaxies à coquilles (20 % du total) indiquerait donc un fort taux de collisions : toutes les collisions ne donnent pas de coquille, aussi il en faut beaucoup pour expliquer les 20 % observés.

Les études sur l’évolution des résidus de collisions, et sur leur durée de vie, comparées au pourcentage de tels restes observé, donnent à penser que 10 à 20 % des galaxies auraient fusionné depuis les débuts de l’Univers. Les grandes galaxies auraient subi 3 fusions depuis l'origine.

Cette convergence de faits ne doit pas faire oublier des arguments contraires à cette explication :

Mais ces arguments eux-même doivent être discutés. Le dernier en particulier pourrait être contourné si on considère des fusions de petites galaxies. Le mécanisme de formation des elliptiques pourrait être plus progressif, et faire intervenir un plus grand nombre de petites galaxies. Les simulations récentes montrent même que des amas globulaires peuvent se former lors d’une interaction entre deux galaxies.

Enfin, un argument contraire de Alar Toomre est très intéressant : si les elliptiques ne se forment pas de cette façon, puisqu’il y a de nombreuses interractions dont on observe les traces, que sont les objets résultant de ces chocs ? Où sont-ils ? Ils devraient constituer 15 % des galaxies observables au moins. Et leur masse ne leur permet pas de passer inaperçus !

3.12 Les satellites de la Voie Lactée

La Voie Lactée est une galaxie importante, dont la masse suffit pour attirer de nombreuses galaxies proches. Elle possède ainsi deux satellites, le Grand et le Petit Nuage de Magellan. Il s’agit de deux galaxies irrégulières.

Grand Nuage : mv = 0,3. Constellations de la Dorade et de la Table (Doradus, Mensa). Distance entre 200.000 et 250.000 AL.

Petit Nuage : mv = 2,4. Constellation du Toucan. Distance entre 200.000 et 250.000 AL.

Le Petit Nuage de Magellan est de faible masse, et il semble qu’il soit en train de se disloquer après avoir subi un choc avec la Voie Lactée il y a 200 millions d’années.

3.13 Formation

La formation d’une galaxie est un grand mystère. Elles se sont très certainement formées peu de temps après le Big Bang, mais comment ?

La durée de l’effondrement initial d’une galaxie est de l’ordre d’un milliard d’année.

Est-ce qu’il s’est formé des elliptiques et des spirales ? Les premières ne peuvent se former qu’à partir d’un nuage d’hydrogène non encore effondré, pour expliquer leur forme en ellipsoïde. Par contre, les spirales étant des disques, ne se sont formées qu’après effondrement et aplatissement du nuage. Comment justifier de deux modes de formation distincts et simultanés (dans les mêmes conditions) ?

Les photos d’amateurs de cette page sont l’œuvre de :

Jean-Pierre Bousquet    Jean-François Colliac

---=OO=---