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Les galaxies

Les grandes structures

La jungle des galaxies

La classification de Hubble Les galaxies particulières

Le milieu interstellaire

Au royaume des nuages
  • La phase chaude

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    Atlas des constellations


    Aperçu
    Les galaxies sont de vastes regroupements d'étoiles et de gaz, liés par la gravitation. Elles-mêmes forment des ensembles plus vastes, également liés gravitationnelement, qui forment des amas et des superamas de galaxies, tissant ainsi un réseau complexe de grandes structures qui rempli tout l'univers observable.

    Il pourrait exister plusieurs milliers de milliards de galaxies accessibles aux télescopes. Chacune d'elles contenant en moyenne plusieurs milliards d'étoiles. En fait, les astronomes connaissent toutes sortes de galaxies, aux effectifs très divers : galaxies elliptiques, galaxies spirales, galaxies à noyau actif, galaxies irrégulières (galaxies particulières), etc.

    Le contenu stellaire des galaxies n'est que l'une de leur composante. Les galaxies contiennent également du gaz en quantité variable selon leur morphologie (les elliptiques sont pauvres en gaz, les spirales et les irrégulières beaucoup plus riches). Mais surtout, les galaxies, autant que les amas de galaxies, représentent des concentrations gigantesques de matière sombre. Celle-ci, de nature pour l'instant inconnue, a une densité en gros dix fois supérieure à celle de la matière directement observable. Autrement dit c'est elle qui gouverne dans une large mesure le commerce qu'entretiennent entre elles les galaxies, et aussi la dynamique interne des galaxies.

    L'image actuelle des galaxies est en effet très éloignée de celle qui dans le passé en faisait des univers-îles. A la rigueur, pourrait-on y voir des archipels d'étoiles. Mais les galaxies, vis-à-vis des autres galaxies, n'on rien d'entités isolées. Elles connaissent des interactions permanentes avec les autres galaxies des amas auxquels elles appartiennent. Les collisions ne sont pas rares, et les interactions de marées sont pratiquement la règle commune. Il s'ensuit que les galaxies évoluent, changent de forme et de caractéristiques au cours de leur existence.

    Une autre cause de ces transformations a une origine interne. Il s'agit de l'évolution des objets qui les constituent. Au fur et à mesure qu'elles se forment, les étoiles grappillent une fraction du gaz qui compose les nuages interstellaires. Ensuite, tout au long de leur existence, mais surtout dans leurs phases terminales, elles rejettent une grande quantité des noyaux atomiques qu'elles ont synthétisé en leur sein. Ainsi, au fil du temps, une galaxie perd doucement de sa capacité à fabriquer des étoiles, et parallèlement le gaz à partir duquel les étoiles se forment devient de plus en plus riche en éléments chimiques lourds.

    Les Grandes Structures


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    La vision la plus simple que l'on puisse donner du cosmos à très grande échelle, celle qu'en donnent les modèles cosmologiques du big bang, est celle d'un gaz composé de galaxies qui en seraient comme les molécules. Dans ce gaz de galaxies, il n'y a ni concentration en certains endroits, ni direction privilégiée, chacun y vit sa vie, se déplaçant à sa vitesse dans une direction quelconque de l'espace. Là encore, l'image de l'agitation moléculaire d'un gaz semble pouvoir s'imposer. Une hypothèse d'homogénéité et d'isotropie à laquelle recourent les modèles mathématiques qui décrivent l'univers dans son ensemble, connue sous le nom de principe cosmologique. L'image la plus lointaine que l'on ait de l'univers, celle que dessine la distribution du fond diffus cosmologique, témoin de la distribution de la matière peu après le big bang, atteste de la pertinence de pareille hypothèse.

    Cependant, un constat doit être fait : les observations montrent que la répartition des galaxies n'est pas aussi homogène que cela. Elles se regroupent à l'intérieur de longues concentrations, appelées filaments, et laissent entre ces filaments d'immenses espaces pratiquement déserts, les grands vides. Les filaments, qui ne représentent que 10% de l'espace, constituent ainsi un réseau compliqué, une sorte de toile d'araignée tri-dimensionnelle, elle-même hiérarchisée en regroupements plus petits : les régions de rencontre de plusieurs filaments sont ainsi particulièrement riches en galaxies, et représentent des superamas. Dans les superamas, les galaxies peuvent encore se regrouper en troupeaux plus petits : nuages et amas de galaxies.


    NGC 2207 (Grand Chien).

    Quintet de Stephan (Pégase).

    Amas Hydra (Hydre).
    A cause de la vitesse finie de la lumière, les objets les plus lointains sont les témoins du passé de l'univers. Le fond diffus cosmologique, tapisserie de fond de l'univers observable, dont il marque la limite extrême, donne l'image de l'univers quelques centaines de milliers d'années seulement après le big bang. L'univers local est quant à lui représentatif de l'univers d'aujourd'hui, c'est-à-dire quelque chose comme douze à quatorze milliards d'années après le big bang. Entre la forte homogénéité et isotropie initiale et la hiérarchisation actuelle de la matière, il n'y a donc pas contraction, mais plutôt le signe d'une évolution au cours du temps de la distribution de la matière.

    La gravitation est le moteur de cette évolution. Les petites fluctuations initiales dans la distribution de la matière ont été les germes autour desquels la matière soumise à son propre poids s'est concentrée progressivement. Pour rendre compte de la morphologie actuelle des grandes structures, les seules galaxies observables ne suffisent pas. Il convient cependant d'invoquer un surplus de matière qui ne peut pas être sous forme d'étoiles ou de gaz composé de matière ordinaire (le big bang n'en a pas fabriqué assez). On doit recourir à une hypothèse supplémentaire : la présence de très grandes quantités de matière, qui ne rayonnement, mais dont la masse, ou plutôt la densité est dix fois supérieure environ, à celle de la matière ordinaire. On désigne cette composante sous le nom de matière sombre. Celle-ci se manifeste à l'échelle des amas par ses effets dynamiques (distribution des vitesses des galaxies dans les amas, effets sur la concentration de gaz très chaud dans les amas, grands mouvements d'ensemble des amas eux-mêmes ou flux cosmiques) et par des effets optiques (mirages gravitationnels et cisaillement cosmique).

    La jungle des galaxies

    Il existe tellement de galaxies dans l'univers observable, qu'il aurait été étonnant qu'elles soient toutes coulées dans le même moule. De fait, les galaxies s'inscrivent dans une large fourchette de masses et de dimensions, et affectent une grande variété de formes. L'astronome Edwin Hubble a cependant pu identifier un nombre limité de morphologies de base. En gros, cela revient à identifier trois types principaux : les galaxies elliptiques, de forme sphéroïdales et plus ou moins aplaties, et les galaxies spirales, qui possèdent un sphéroïde central, prolongé par un disque, dans lequel se développent des bras spiraux, et les galaxies irrégulières.

    La Voie lactée - C'est la galaxie dans laquelle se situe le Système solaire, et on la désigne couramment comme la Galaxie, avec un G majuscule. Notre position en son sein nous la fait voir par la tranche sous la forme d'une large bande laiteuse, aux contours irréguliers et aux bords légèrement fendus, qu'on aperçoit dans le ciel, lorsque la nuit est sereine, appuyant toujours ses deux extrémités, telle une immense arche de matière lumineuse, sur deux points opposés de l'horizon. Considérée dans le cadre de la classification de Hubble, la Voie lactée est une galaxie ordinaire. C'est une galaxie spirale barrée dont le bulbe est relativement petit et les bras très ouverts ouverts. Sa structure exacte est en fait difficile à connaître du fait de notre position à l'intérieur du disque.
    On distingue par ailleurs des galaxies dites particulières. Un petit pourcentage de galaxies échappe ainsi au schéma proposé par Hubble, et définit ce que l'on appellera des morphologies rares ou inhabituelles (galaxies à anneaux, à antennes, à coquilles, etc.). Il existe par ailleurs une petite, mais non négligeable proportion (~5% des galaxies répertoriées), qui se signale par des propriétés spéciales : forte activité de formation stellaire, présence d'un noyau actif, à l'origine de rayonnements et de phénomènes divers. Ces galaxies, actives donc de différentes manières, peuvent avoir une morphologie rare, mais la plupart du temps, elles peuvent se ramener aux types de la classification de Hubble.

    Le milieu interstellaire

    L'espace entre les étoiles renferme de grandes quantités de gaz (hydrogène surtout, hélium secondairement). Des nuages de toutes dimensions et masses se pressent dans le disque des galaxies spirales semblables à la nôtre. Dans la Voie lactée, cela représente une masse de l'ordre de 10 à 15 % de la masse des étoiles.

    Pour l'essentiel ce gaz est rassemblé dans deux sortes de nuages. D'une part, dans des nuages diffus, composés d'hydrogène atomique, et dans lesquels est immergé le disque galactique, et qui le prolongent bien au-delà du périmètre à l'intérieur duquel se rencontrent les étoiles. Le disque stellaire de la Voie lactée, par exemple, mesure au plus 70 000 années-lumière de diamètre, mais de l'hydrogène est observable dans un périmètre de 100 000 années-lumière de diamètre. On trouve d'autre part la matière interstellaire regroupée plus densément sous forme de molécules et de poussières dans des nuages immenses, les nuages moléculaires géants.


    Tête de Cheval (Orion).

    Rhô Ophiuchi (Ophiuchus).

    Oméga (Sagittaire).
    Les nuages moléculaires géants sont beaucoup plus concentrés sur le plan du disque que les nuages diffus. Les poussières, en particulier, responsables de l'opacité des nuages moléculaires qui les abritent, se rencontrent dans un volume très peu épais centré sur le plan équatorial des galaxies spirales. De même d'ailleurs que les très jeunes étoiles, et les étoiles en formation, parmi lesquelles on remarque d'abord les étoiles massives, bleues et très lumineuses. Regroupées en associations, dites OB, ces étoiles, à cause de leur température très élevée, sont responsables de l'ionisationde la matière stellaire qui les environne. Un processus qui s'accompagne de la formation de grandes nébuleuses brillantes, aussi appelées régions HII.

    Les nébuleuses brillantes représentent la composante la plus spectaculaire de la phase chaude du milieu interstellaire. Certaines, moins étendues, mais souvent tout aussi belles, ne s'observent qu'à proximité d'une étoile unique, ce sont les nébuleuses planétaires ou les rémanents de supernovae, par exemple. Le gaz chaud se rencontre par ailleurs diffusément réparti dans les régions internuages. Très dilué, ce gaz entièrement ionisé (plasma), comparable à celui de la couronne solaire, peut dépasser la température d'un million de degrés; çà et là, il peut également se condenser en nuages diffus plus "tièdes" et électriquement neutres.

    Enfin, il existe dans notre galaxie une composante de gaz ultra-chaud, mais que l'on classe à part : il s'agit du rayonnement cosmique galactique. Celui-ci (si l'on met à part le rayonnement gamma qu'on lui rattache) est composé de particules animées de vitesses proches de celles de la lumière, et dont chacune transporte une énergie phénoménale.

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