Les galaxies

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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Amas de l'Hydre.

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 Stéphan (Pégase).

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

L'observation du ciel profond révèle une incroyable variété de formes galactiques, allant de sphéroïdes lisses et sans structure à de vastes disques peuplés de bras spiraux spectaculaires, en passant par des objets chaotiques dépourvus de symétrie évidente. Cette diversité morphologique reflète des histoires de formation et d'évolution différentes, des contenus variés en gaz, en poussière et en étoiles, ainsi que des environnements dynamiques contrastés. Pour mettre de l'ordre dans ce bestiaire cosmique, Edwin Hubble a proposé dès les années 1920 un schéma de classification resté célèbre sous le nom de "séquence de Hubble" ou " diagramme en diapason". Ce système, qui repose essentiellement sur l'apparence visuelle des galaxies sur des plaques photographiques à large champ, a été  prolongé par de Vaucouleurs avec des stades plus fins (d, m), puis par des classifications tenant compte de la présence d'anneaux, de pseudo-bulbes ou de coquilles. Mais il conserve une remarquable efficacité pédagogique et statistique. Il rend compte de l'essentiel d'une diversité qui, de nos jours, est étudiée à grande échelle par les relevés profonds.

La classification de Hubble.
Les galaxies elliptiques.
Hubble commença par distinguer les galaxies elliptiques, notées E, qui se présentent comme des ellipsoïdes plus ou moins aplatis, sans disque ni bras visibles. Leur luminosité décroît de façon régulière du centre vers la périphérie, et leur forme est quantifiée par un chiffre allant de 0 (presque sphérique) à 7 (très aplatie) selon la formule 10×(1 - b/a), où a et b sont les grand et petit axes apparents. Ces objets doivent leur structure lisse à une cinématique dominée par des mouvements aléatoires des étoiles; ils contiennent très peu de gaz froid et de poussière, ce qui explique l'absence de formation stellaire récente et leur couleur globalement rouge, témoignant de populations stellaires âgées. 

Les galaxies spirales.
À l'opposé, les galaxies spirales sont caractérisées par un disque mince en rotation, abritant des bras où se concentrent gaz, poussière et jeunes étoiles bleues. Hubble les divisa en deux familles : les spirales ordinaires (S) et les spirales barrées (SB), selon qu'elles possèdent ou non une barre centrale rectiligne traversant le bulbe. Dans chaque famille, il introduisit une gradation a, b, c basée sur la proéminence du bulbe, l'ouverture et l'enroulement des bras, ainsi que la résolution en étoiles et en noyaux de formation stellaire. Les spirales de type Sa (ou SBa) présentent un gros bulbe central et des bras serrés et lisses, tandis que les Sc (ou SBc) ont un bulbe minuscule et des bras très ouverts, parsemés de régions HII brillantes. Le type intermédiaire Sb/SBb réalise un équilibre entre ces extrêmes. La Voie lactée elle-même est une spirale barrée de type SBbc, 

et que l'univers local abrite une majorité de spirales et d'irrégulières, même si les elliptiques géantes dominent les régions les plus denses des amas.

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Une galaxie spirale, M 101. 
Credit: W. Keel (U. Alabama in Tuscaloosa), KPNO, 4-m Mayall Telescope.

Les galaxies lenticulaires.
Entre les elliptiques et les spirales, Hubble inséra une classe charnière, les lenticulaires, notées S0. Ces galaxies possèdent un disque évident dépourvu de bras spiraux, ainsi qu'un bulbe souvent proéminent; elles partagent avec les spirales la rotation du disque mais, comme les elliptiques, elles sont généralement pauvres en gaz et ne forment guère d'étoiles. 

Les galaxies irrégulières..
Le diagramme en diapason place les elliptiques le long du manche, du type E0 aux E7, puis une bifurcation sépare les S0 en deux branches parallèles : celle des spirales ordinaires (Sa, Sb, Sc) et celle des spirales barrées (SBa, SBb, SBc). Hubble ajouta enfin une catégorie résiduelle, les galaxies irrégulières (Irr), qui ne rentrent dans aucune des classes précédentes en raison de leur aspect asymétrique et fragmenté, souvent riche en gaz et en jeunes étoiles. Les Nuages de Magellan en sont les exemples les plus célèbres.

Signification de la typologie des galaxies.
Cette séquence, bien que purement descriptive à l'origine, s'est avérée corrélée à des propriétés physiques fondamentales : le contenu gazeux, le taux de formation d'étoiles et la couleur intégrée évoluent le long du diapason, les elliptiques et lenticulaires formant une population "rouge et morte", tandis que les spirales tardives et les irrégulières constituent une population "bleue et active". La barre, quant à elle, est comprise aujourd'hui comme une structure dynamique canalisant le gaz vers le centre, capable de déclencher des sursauts de formation stellaire et d'alimenter le bulbe.

Hubble n'a jamais envisagé cette classification comme une séquence évolutive, contrairement à une interprétation hâtive que le vocabulaire "précoce" (early-type pour E/S0) et "tardif" (late-type pour Sc/Irr) pourrait suggérer. Ces termes, hérités d'une époque où l'on spéculait sur une évolution des elliptiques vers les spirales, ne sont restés que par commodité. La diversité morphologique découle plutôt des conditions initiales de formation, des fusions hiérarchiques, des interactions gravitationnelles et des processus internes de rétroaction. 

Le milieu interstellaire

Le milieu interstellaire correspond à l'ensemble de la matière et des rayonnements qui occupent l'espace entre les étoiles au sein d'une galaxie. Ce milieu constitue un système dynamique et structuré en phases distinctes, qui joue un rôle fondamental dans le cycle de la matière galactique : c'est à la fois le réservoir où naissent les étoiles et le réceptacle où elles restituent une partie de leur masse en fin de vie. Si l'on met à part sa composante sombre qui relève d'une problématique particulière, il se compose de gaz, de poussières, de rayons cosmiques, de champs magnétiques et d'un bain de photons de diverses énergies. La fraction gazeuse domine la masse totale, représentant environ 99 % de la matière interstellaire ordinaire, le reste étant constitué de grains solides microscopiques. La composition chimique reflète celle de l'Univers primordial enrichi par des générations successives d'étoiles : l'hydrogène y est l'élément le plus abondant, suivi de l'hélium, tandis que les éléments plus lourds, collectivement appelés métaux en astrophysique, ne constituent qu'une trace, de l'ordre de 1 à 2 % en masse.
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Tête de Cheval (Orion).

Rhô Ophiuchi (Ophiuchus).

Oméga (Sagittaire).

Les composantes du milieu interstellaire.
Le gaz interstellaire se présente dans une variété d'états thermiques et ioniques qui dépendent de l'équilibre entre les processus de chauffage et de refroidissement. Ces processus produisent une structure thermique multiphasique dans laquelle coexistent, en pression approximativement constante, des phases chaudes, tièdes et froides. 

La phase chaude.
La phase la plus chaude, qualifiée de milieu chaud ionisé, atteint des températures de plusieurs millions de kelvins et occupe une fraction volumique importante, en particulier dans les bulles creusées par les explosions de supernovae et les vents stellaires violents. Sa très faible densité, de l'ordre de quelques particules par litre, la rend difficile à observer directement, si ce n'est par son émission diffuse en rayons X mous et par les raies d'absorption très ionisées qu'elle imprime dans le spectre ultraviolet lointain des sources d'arrière-plan. À des températures intermédiaires, comprises entre quelques milliers et une dizaine de milliers de kelvins, se trouve le milieu tiède, partiellement ionisé ou neutre, qui forme une sorte de réseau irrégulier enveloppant les structures plus froides. L'hydrogène y subsiste majoritairement sous forme atomique neutre; on le détecte par sa raie hyperfine à 21 centimètres de longueur d'onde. Cette phase tiède est suffisamment dense pour que son refroidissement devienne efficace, mais encore trop chaude pour permettre l'assemblage de molécules complexes.

La composante froide et dense.
La composante froide et dense du gaz est le siège de la chimie interstellaire et de la formation stellaire. Elle se répartit en nuages atomiques froids où la température descend à quelques dizaines de kelvins, et surtout en nuages moléculaires, véritables coeurs sombres du milieu interstellaire, où la température n'excède guère 10 à 20 kelvins et où la densité peut dépasser des milliers, voire des millions de particules par centimètre cube au sein des coeurs protostellaires. Dans ces conditions, les atomes s'associent en molécules, au premier rang desquelles le dihydrogène H2. Cette molécule, dépourvue de moment dipolaire permanent, est difficile à exciter et donc à observer directement dans le froid extrême; les astronomes utilisent des traceurs comme le monoxyde de carbone, dont la raie de rotation à 2,6 millimètres est brillante et ubiquitaire, ou d'autres espèces telles que l'ammoniac, le cyanure d'hydrogène ou le formaldéhyde. La chimie de ces nuages est riche : on y a identifié plus de deux cents molécules différentes, allant de diatomiques simples jusqu'à des fullerènes et des hydrocarbures aromatiques polycycliques, voire des acides aminés prébiotiques. Les poussières interstellaires jouent un rôle catalytique décisif dans cette chimie, leur surface offrant des sites de rencontre où les atomes adsorbés peuvent migrer et réagir, en particulier pour former la molécule H2, dont la synthèse en phase gazeuse est trop lente.

Poussières.
La poussière interstellaire se compose de grains solides dont la taille s'échelonne entre quelques nanomètres et une fraction de micromètre. Sa masse totale ne représente qu'environ un centième de celle du gaz, mais son influence sur l'observation et la physique du milieu est sans proportion avec cette modestie. Les grains sont constitués de noyaux réfractaires, amorphes ou cristallins, de silicates et de carbone, souvent enrobés de glaces d'eau, de monoxyde et de dioxyde de carbone, de méthane ou d'ammoniac dans les régions denses et froides. Leur principal effet est l'extinction de la lumière des étoiles lointaines : en diffusant et en absorbant le rayonnement, les grains atténuent le flux des sources d'arrière-plan, et ce d'autant plus sévèrement que la longueur d'onde est courte. Cette extinction sélective rougit la lumière transmise et empêche l'observation directe du plan galactique en optique. L'énergie absorbée chauffe les grains à des températures de quelques dizaines de kelvins, ce qui les fait rayonner à leur tour dans l'infrarouge lointain et le submillimétrique. Cette émission thermique est une sonde majeure de la distribution de la poussière froide et, par extension, du gaz moléculaire qui lui est intimement mêlé. Certains grains de très petite taille, ou des macromolécules comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques, sont portés à des températures élevées de façon transitoire par l'absorption de photons uniques, produisant des bandes d'émission caractéristiques dans l'infrarouge moyen.

Rayons cosmiques et champs magnétiques.
Le milieu interstellaire est également sillonné de rayons cosmiques, des particules chargées (principalement des protons, des noyaux d'hélium et des électrons) accélérées à des vitesses relativistes par des phénomènes énergétiques comme les ondes de choc des supernovae. Leur densité d'énergie est comparable à celle des autres composantes, ce qui en fait un acteur essentiel de l'équilibre du milieu. En traversant le gaz, les rayons cosmiques ionisent partiellement les phases neutres les plus denses, contribuant ainsi au maintien d'un faible degré d'ionisation qui, couplé au champ magnétique, régule la dynamique des nuages. Par leurs collisions avec les noyaux du gaz, ils produisent des éléments légers comme le lithium, le béryllium et le bore, et génèrent des pions qui se désintègrent en photons gamma et en neutrinos. Le champ magnétique interstellaire, quant à lui, possède une intensité typique de quelques microgauss et une structure qui épouse en partie la morphologie des bras spiraux. Bien que sa pression soit faible comparée aux pressions thermiques ou turbulentes dans les régions denses, il est suffisamment fort pour influencer le mouvement des particules chargées et pour exercer une certaine pression sur le gaz ionisé. Il participe à la régulation de la formation stellaire en freinant l'effondrement gravitationnel direct, à moins qu'un processus de diffusion ambipolaire ne permette aux neutres de s'écouler au travers du réseau magnétique.

Dynamique du milieu interstellaire.
L'équilibre du milieu interstellaire est en réalité un état stationnaire loin de l'équilibre thermodynamique, entretenu par des apports d'énergie mécanique, radiative et cinétique. Les étoiles massives y creusent des cavités par leur vent et leur rayonnement ultraviolet extrême, créant des régions HII où l'hydrogène est totalement ionisé et où la température atteint environ dix mille kelvins. Leur fin de vie explosive souffle des ondes de choc qui se propagent sur des centaines de parsecs, comprimant le gaz ambiant, déclenchant parfois de nouvelles générations d'étoiles et entretenant un état de turbulence supersonique. Ces mouvements turbulents, dont l'énergie est injectée aux grandes échelles, se transmettent par cascade jusqu'aux petites structures, contribuant à soutenir les nuages contre la gravitation et à contrôler le rythme de la conversion du gaz en étoiles. Les échanges entre les différentes phases s'opèrent en continu : la condensation du gaz tiède forme les filaments et les coeurs froids qui s'effondrent en étoiles, tandis que le rayonnement et les vents stellaires réchauffent et dispersent partiellement les nuages. La poussière régule la température du gaz dans les régions protégées du rayonnement externe en évacuant l'énergie par son émission infrarouge, et elle protège les zones profondes des nuages des photons ionisants et dissociants, permettant ainsi le développement de la chimie moléculaire complexe.