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. Sa structure exacte est en fait difficile à connaître du fait de notre position à l'intérieur du disque.
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Elliptique M 32 (Andromède).

Particulière M 82 (Grande Ourse).

Spirale M 83 (Hydre).

Malgré la diversité des apparences que peuvent revêtir les galaxies, dans leur très grande majorité, elles semblent pouvoir être rapportées une poignée de morphologie typiques. C'est sur ce constat que se base la classification proposée par Edwin Hubble en 1926, à partir de la comparaison de 600 clichés, qui lui fait reconnaître trois familles principales de galaxies, que l'on pourra qualifier de galaxies ordinaires : les galaxies elliptiques (notées E), les galaxies spirales (S) et les galaxies irrégulières (Irr).

Cette classification a été complétée et perfectionnée par divers auteurs, pour tenir compte de caractéristiques telles que le degré d'aplatissement, la forme de bras spiraux, le contenu en matière interstellaire, les catégories d'étoiles, éventuellement leur taille, etc. Les trois grandes familles se sont ainsi vues divisées en nombreux types. Les galaxies elliptiques sont divisées en huit types selon leur degré d'aplatissement, notés de 0 à 8; les galaxies spirales se rangent pour leur parts en deux groupes, celui des spirales ordinaires (S) et des spirales barrées (SB), eux-mêmes subdivisés en plusieurs types, selon le degrés d'ouverture des bras spiraux. Initialement ces types au nombre de trois, notés a, b et c, mais auxquels Gérard de Vaucouleurs, en 1959, a proposé d'ajouter deux types supplémentaires, notés d et m, le dernier supposé faire la liaison avec les galaxies irrégulières. On distingue enfin une catégorie supplémentaire entre la famille des galaxies elliptiques et celle des spirales, celui de galaxies lenticulaires (S0).

L'ensemble de la classification morphologique, bien que fondée sur des apparences, encapsule une profonde cohérence physique : les elliptiques et les lenticulaires sont des systèmes dynamiquement chauds, à support de pression, pauvres en gaz et éteints, peuplés de vieilles étoiles, tandis que les spirales et les irrégulières sont des systèmes froids, riches en gaz et en poussière, soutenus par la rotation, où la formation stellaire se poursuit activement. La barre, le bulbe, les bras et les asymétries sont les signatures visibles de processus évolutifs internes et environnementaux (instabilités, accrétions, fusions, balayage) qui, projetés dans le ciel, donnent à chaque galaxie son identité morphologique unique au sein de cette trame continue.

Galaxies elliptiques.
Les galaxies elliptiques (15 à 20% des galaxies répertoriées) se présentent comme des objets de forme ellipsoïdale, sans disque ni bras apparents, dont la luminosité de surface décroît de manière concentrique et extrêmement régulière depuis un noyau brillant jusqu'à une enveloppe externe très diluée. Leur distribution lumineuse suit de près la loi empirique dite de Vaucouleurs, où l'intensité chute proportionnellement à la racine quatrième du rayon, ce qui rend compte d'une structure lisse dominée par des mouvements stellaires désordonnés. La forme apparente se mesure par l'ellipticité, quantifiée de E0 (presque sphérique) à E7 (très aplatie), le chiffre étant directement lié au rapport entre petit et grand axes; au-delà, les formes ne sont plus stables pour un système sans rotation d'ensemble. Cinématiquement, les elliptiques sont en général soutenues par la pression, c'est-à-dire que les étoiles se déplacent sur des orbites aléatoires plutôt que circulaires. Les elliptiques géantes, au centre des amas, tournent lentement, voire pas du tout; les elliptiques de masse intermédiaire peuvent montrer une rotation plus sensible, voire un noyau disque, mais la dispersion de vitesses domine toujours. 

Leur contenu stellaire est presque exclusivement constitué de populations âgées de plusieurs milliards d'années, dominées par des étoiles de faible masse, évoluées, avec une métallicité élevée et un enrichissement en éléments alpha, signature d'une formation stellaire brève et intense au tout début de l'histoire cosmique. Les elliptiques sont pauvres en gaz froid et en poussière; le gaz qui subsiste est porté à des températures de plusieurs millions de kelvins, confiné dans une vaste atmosphère chaude émettrice de rayons X, alimentée par les vents stellaires des étoiles mourantes. Cette absence de réservoir froid explique l'arrêt quasi total de la formation d'étoiles, conférant aux elliptiques leur couleur intégrée rouge-orangée et leur spectre dominé par des raies d'absorption. Les systèmes d'amas globulaires qui les entourent sont particulièrement riches, souvent bimodaux en couleur, trahissant une construction par accrétion et fusions hiérarchiques. 

Les lois d'échelle (le plan fondamental qui relie luminosité, dispersion de vitesses et rayon effectif) montrent que les elliptiques forment une famille homogène sur près de trois ordres de grandeur en masse, mais dont les propriétés de concentration et d'aplatissement résultent majoritairement de fusions majeures et mineures au cours du temps, qui effacent les disques et redistribuent l'énergie orbitale. Les noyaux peuvent présenter des coeurs géants dépeuplés (dans les systèmes les plus lumineux, sculptés par la coalescence de trous noirs binaires) ou au contraire des cuspides denses de type " noyau supplémentaire", selon l'histoire de fusion.

Galaxies lenticulaires.
Les galaxies lenticulaires occupent une position charnière entre les elliptiques et les spirales, au point que Hubble les plaça au manche de son diapason sous l'appellation S0. Elles possèdent un disque qui se manifeste par une structure aplatie et une certaine rotation, mais ce disque est remarquablement dépourvu de bras spiraux et généralement pauvre en gaz et en poussière. Le bulbe est souvent proéminent, lisse et de type classique, c'est-à-dire ressemblant à une petite elliptique enchâssée dans le disque.

La distribution lumineuse combine donc une composante sphéroïdale, qui suit approximativement la loi de Vaucouleurs, et un disque exponentiel. Dans le système de de Vaucouleurs, on distingue les lenticulaires ordinaires (SA0) et les lenticulaires barrées (SB0), cette barre pouvant être plus ou moins forte, traversant un bulbe parfois très étendu. La cinématique montre que la rotation du disque est bien présente et que la dispersion des vitesses y est plus faible que dans le bulbe, mais le rapport rotation/dispersion reste intermédiaire entre les elliptiques rapides et les spirales. 

Les étoiles des lenticulaires sont majoritairement âgées, le pic de formation stellaire s'étant produit il y a plus de dix milliards d'années, et la métallicité est souvent solaire ou supersolaire dans les régions centrales. Pourquoi le disque survit-il sans former de bras ni de jeunes étoiles? Les lenticulaires apparaissent comme des galaxies de disque qui ont perdu leur gaz froid, soit par épuisement progressif, soit par balayage dynamique lors de leur chute dans un amas (pression dynamique exercée par le milieu intra-amas), soit par échauffement après une fusion mineure.

La présence occasionnelle d'un anneau de poussière et de gaz froid dans certaines lenticulaires, souvent découplé cinématiquement, signale qu'une acquisition tardive de gaz est possible mais ne suffit pas à relancer une formation stellaire généralisée. Le système d'amas globulaires est généralement moins riche que celui des elliptiques de même luminosité, ce qui indique une histoire de fusion moins extrême. 

Les lenticulaires représentent la population dominante dans les régions centrales des amas riches, où l'environnement hostile a dépouillé les spirales de leur gaz, les transformant en disques anémiques. En dehors des amas, les S0 de champ sont souvent plus riches en gaz et peuvent exhiber de faibles structures spirales résiduelles, brouillant la frontière avec les spirales de type très précoce.

Galaxies spirales.
Les galaxies spirales forment la branche la plus étendue et la plus diversifiée du diagramme de Hubble, subdivisée en spirales ordinaires (SA) et spirales barrées (SB), selon qu'une barre rectiligne ou ovale traverse le bulbe central. Dans chaque famille, la séquence a, b, c, d ordonne les galaxies par enroulement décroissant des bras, proéminence décroissante du bulbe, et fraction croissante de gaz et d'étoiles jeunes. Une spirale Sa (ou SBa) possède un bulbe dominant, large et lumineux, et des bras lisses, serrés et peu résolus en nœuds de formation stellaire. En progressant vers Sc (ou SBc), le bulbe devient minuscule, parfois quasi inexistant, tandis que les bras s'ouvrent et se fragmentent en associations brillantes d'étoiles bleues, de régions HII et de poussière opaque. Les spirales de type Sd, rajoutées par de Vaucouleurs, poussent cette tendance jusqu'à des disques très irréguliers, souvent asymétriques, avec des bras à peine discernables et un bulbe essentiellement absent ; elles forment une transition vers les irrégulières magellaniques.

La structure spirale s'explique par la théorie des ondes de densité quasi stationnaires, où la rotation différentielle du disque serait incapable à elle seule de maintenir des bras sur de longues durées sans que des perturbations gravitationnelles ne les reforment en permanence. Les bras sont les crêtes d'ondes de compression dans le gaz, qui favorisent le refroidissement, l'effondrement des nuages moléculaires et une intense formation d'étoiles. Dans les galaxies de grand style, le champ de vitesses montre clairement le passage du gaz au travers du front d'onde, tandis que dans les spirales floculentes les bras sont plus fragmentés et se renouvellent par des processus d'auto-amplification aléatoires.

Les spirales barrées, qui représentent la majorité des galaxies à disque, doivent leur barre à une instabilité dynamique du disque stellaire, canalisant le gaz vers le centre et contribuant à nourrir un bulbe souvent plus jeune, appelé pseudo-bulbe, qui garde des signatures de formation stellaire et une rotation plus marquée que les bulbes classiques. La barre peut également alimenter un sursaut nucléaire, voire un noyau actif, et est souvent associée à des anneaux de résonance interne et externe. Le disque est soutenu par la rotation; les courbes de rotation plates à grand rayon témoignent de la présence d'un vaste halo de matière sombre. 

L'inventaire de gaz froid est conséquent : hydrogène atomique neutre dans le disque externe, souvent étendu bien au-delà du disque optique, et hydrogène moléculaire concentré dans les bras et dans la région circumnucléaire. La poussière, tracée par l'émission infrarouge et par les bandes d'absorption, forme des filaments et des crêtes le long des bords d'attaque des bras. La fraction de gaz et le taux de formation d'étoiles augmentent régulièrement de Sa à Sd, tandis que l'indice de couleur intégré passe du rouge vers le bleu. Les disques épais, les renflements stellaires et les couronnes de gaz diffus montrent que les spirales ont connu une évolution prolongée, avec accrétion de gaz froid par des filaments cosmologiques, fusions mineures et migrations radiales des étoiles. La Voie lactée elle-même est classée SBbc, avec une barre modérée et quatre bras principaux.

Galaxies irrégulières.
Les galaxies irrégulières réunissent tous les objets qui ne peuvent être rangés dans les catégories précédentes en raison d'une morphologie asymétrique, morcelée ou dépourvue de composante sphéroïdale notable. Hubble les divisa en irrégulières de type I, qui possèdent néanmoins une certaine organisation, et de type II, qui sont complètement chaotiques. 

Les Irr I, dites magellaniques en hommage aux deux Nuages, montrent souvent une barre courte et asymétrique, un disque épais et des régions de formation stellaire géantes parsemées sans symétrie axiale. Elles sont extrêmement riches en gaz atomique et moléculaire, avec des fractions de gaz pouvant dépasser cinquante pour cent de la masse baryonique, et leur métallicité est nettement inférieure à celle des spirales de même masse, traduisant une évolution chimique lente et une perte de métaux par vents galactiques. La poussière y est présente mais en faible abondance, et la courbe de rotation, quand elle est mesurable, est souvent irrégulière et perturbée. Ces galaxies sont le site d'une formation stellaire active mais sporadique, entrecoupée de bouffées très intenses, et elles abritent de nombreux amas jeunes et des étoiles massives qui sculptent des bulles et des filaments par leurs vents et explosions. La majorité des irrégulières sont des galaxies naines, mais il existe des irrégulières de grande taille, comme M82, dont l'aspect déchiqueté résulte d'une interaction récente avec un compagnon massif.

Les irrégulières de type II, beaucoup plus rares, sont des systèmes totalement disloqués, souvent des restes de fusions avancées ou de collisions majeures où les forces de marée ont arraché des ponts et des queues stellaires. Leur spectre est dominé par de jeunes étoiles et des nébuleuses en émission, mais elles ne montrent aucune symétrie résiduelle. Certaines, comme les galaxies naines bleues compactes, combinent une très petite taille, une densité de gaz élevée et un taux de formation d'étoiles par unité de masse cent à mille fois supérieur à celui des spirales. Les irrégulières jouent un rôle crucial dans la cosmologie hiérarchique : elles constituent les briques fondamentales à partir desquelles les galaxies plus massives se sont assemblées par fusions. Leur morphologie non relaxée reflète une domination du gaz et une turbulence supersonique qui empêchent l'établissement d'un disque ordonné, la faible masse rendant la rotation moins efficace pour organiser le système. Elles sont souvent entourées d'un vaste réservoir d'hydrogène neutre qui s'étend bien au-delà du corps stellaire visible.

La classification de Hubble, pour efficace qu'elle soit, ne peut embrasser toute la diversité des formes galactiques observées dans l'Univers. Une fraction non négligeable des galaxies échappe au cadre lisse du diapason et se trouve rassemblée sous la dénomination de galaxies particulières. Cette catégorie accueille tous les systèmes dont la morphologie est suffisamment inhabituelle, asymétrique ou perturbée pour ne pouvoir être rangée ni parmi les elliptiques, ni parmi les lenticulaires, ni parmi les spirales ordinaires ou barrées, ni même parmi les irrégulières typiques. L'origine de ces bizarreries morphologiques réside presque toujours dans les forces de marée gravitationnelles, les fusions entre galaxies, les accrétions de compagnons mineurs ou les interactions avec le milieu intra-amas. L'étude de ces objets a été popularisée par Halton Arp, qui compila dans les années 1960 un célèbre atlas de galaxies particulières, rassemblant des centaines de systèmes exhibant ponts, queues, jets, anneaux, compagnons à décalage spectral discordant, et autres singularités. Les relevés profonds contemporains, comme ceux du télescope spatial Hubble, du Sloan Digital Sky Survey ou du James Webb Space Telescope, continuent d'enrichir le catalogue des bizarreries morphologiques, montrant que l'Univers jeune était encore plus fécond en formes chaotiques et en fusions qu'aujourd'hui. 
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Cartwheel (Sculpteur).

Antennes (Corbeau).

NGC 5128 (Centaure).

Galaxies en interaction et accrétantes.
Les galaxies particulières les plus spectaculaires sont les systèmes en interaction gravitationnelle avancée. Lorsque deux galaxies de masses comparables se rapprochent, leurs champs de marée étirent les disques et les halos stellaires,  arrachent des bras entiers et projettent de longues queues de marée dans l'espace intergalactique. Ces queues, constituées d'étoiles, de gaz et de poussière, peuvent s'étendre sur des centaines de milliers d'années-lumière et restent visibles bien après le passage au péricentre. Les galaxies des Antennes, où deux spirales riches en gaz se percutent, en sont l'exemple canonique : leurs noyaux coalescents sont environnés d'épanchements de matière qui dessinent des arcs gigantesques, tandis que le choc des nuages moléculaires déclenche une formation stellaire explosive. Les galaxies des Souris offrent un autre cas remarquable, avec des queues longues et étroites se découpant sur le ciel. Ces interactions majeures peuvent conduire, sur des échelles de temps de quelques centaines de millions d'années, à la fusion complète des progéniteurs en une galaxie unique. La morphologie résultante est alors chaotique, souvent dominée par un corps sphéroïdal en rotation lente, entouré de coquilles, de rides et de flux stellaires : une galaxie particulière de type fusion avancée, qui évoluera progressivement vers une elliptique relaxée une fois les structures transitoires dissipées.

D'autres systèmes particuliers résultent de l'accrétion d'un petit compagnon par une galaxie massive. La victime peut être partiellement ou totalement détruite, laissant derrière elle un cortège de débris, des courants d'étoiles, des coquilles concentriques, ou des disques contrarotatifs. Une galaxie lenticulaire ou elliptique arborant un disque de gaz et de jeunes étoiles tournant à contre-sens de ses étoiles âgées est classée comme particulière; c'est la signature d'une capture récente d'un nuage froid ou d'une petite galaxie satellite. Certaines galaxies montrent des coquilles, arcs photométriques disposés de part et d'autre du noyau, souvent interprétés comme les restes d'une fusion mineure où le compagnon a été déchiqueté en phase par les résonances orbitales. D'autres se parent d'un anneau polaire : un disque ou un anneau de gaz, de poussière et d'étoiles orbitant dans un plan presque perpendiculaire au plan équatorial de la galaxie hôte, généralement une lenticulaire ou une elliptique précoce. La présence d'un tel anneau trahit l'accrétion de matière à partir d'un satellite riche en gaz, dont l'orbite a basculé par freinage dynamique ou par interaction avec le halo. La stabilité de ces anneaux sur des temps longs et leur rotation régulière en font des laboratoires uniques pour sonder le potentiel tridimensionnel de la galaxie hôte.

Les galaxies à anneau collisionnel forment une autre classe emblématique de l'atlas des objets singuliers. Le prototype en est la galaxie de la Roue de la Charrette (Cartwheel), qui présente un anneau externe net et brillant, piqué de noeuds de formation stellaire, entourant un noyau central plus faible, le tout relié par des structures en rayon. Ce type de morphologie naît lorsqu'une galaxie compacte traverse perpendiculairement le disque d'une spirale massive. L'onde de choc cylindrique qui en résulte comprime le gaz du disque en un anneau en expansion, où se déclenche une vague de formation d'étoiles. L'anneau est généralement incomplet, bosselé, et peut être accompagné d'un second anneau plus interne de nature stellaire. La galaxie intruse s'éloigne ensuite, parfois visible à proximité sur les images profondes.

Les galaxies à coquilles ou à anneaux multiples posent la question délicate de l'origine résonante des anneaux galactiques. Certaines spirales hébergent des anneaux de gaz et d'étoiles, internes et externes, souvent associés à des barres ou à des ovales distordus. Ces anneaux sont des phénomènes dynamiques liés aux résonances de Lindblad et aux orbites fermées dans le potentiel non axisymétrique de la barre. Mais lorsque les anneaux sont multiples, décentrés ou déformés, l'origine peut également être une interaction de marée ou une fusion mineure. La galaxie de Hoag, avec son anneau parfaitement détaché d'étoiles bleues autour d'un noyau sphéroïdal rouge, reste un cas mystérieux, probablement le produit d'une collision très particulière.

Galaxies à noyau particulier.
En marge des fusions et des interactions, les galaxies particulières peuvent présenter des noyaux étranges ou multiples. Certaines arborent deux noyaux distincts dans un corps commun, signature d'une fusion en cours dont les deux coeurs stellaires et leurs éventuels trous noirs supermassifs orbitent encore l'un autour de l'autre avant la coalescence finale. D'autres possèdent des noyaux décentrés, conséquence d'une perturbation de marée qui a déplacé le centre photométrique par rapport au centre dynamique. Les galaxies à noyau actif, bien que souvent classées par leur type spectral (Seyfert, LINER, quasar), peuvent arborer des morphologies particulières du fait des jets de plasma et des lobes radio qui s'étendent bien au-delà du corps optique, créant des structures hybrides entre la galaxie hôte et l'émission grand champ. Quand ces jets sont courbés en raison du mouvement de la galaxie dans le milieu intra-amas, la galaxie devient une radiogalaxie à tête et queue, dont la morphologie diffractée est entièrement due à la pression dynamique.

Autres galaxies particulières.
Galaxies méduses.
Les interactions avec l'environnement intra-amas produisent également une population de galaxies particulières dites anémiques ou méduses. Une spirale chutant à grande vitesse dans un amas subit une pression dynamique de la part du gaz chaud intra-amas qui lui arrache son propre gaz froid, parfois en laissant derrière elle des trainées de gaz et de jeunes étoiles formées dans ces conditions. La galaxie, privée de son combustible, voit sa formation stellaire s'éteindre brutalement tandis que son disque stellaire survit un temps; sa morphologie devient alors celle d'un disque sans gaz, jonché de filaments de poussière et de régions ionisées résiduelles, une forme qu'aucune catégorie classique ne décrit exactement.

Galaxies naines particulières.
Les galaxies naines particulières méritent une mention, car leur faible masse les rend très sensibles aux rétroactions internes et aux interactions. 

Les naines bleues compactes ressemblent à des grumeaux de formation stellaire intense posés sur un corps sous-jacent très irrégulier, présentant souvent des bulles et des super-coquilles en expansion, sculptées par les vents d'étoiles massives et les supernovae. Quand elles subissent une interaction proche avec une galaxie plus massive, elles peuvent être étirées en filaments ou en ponts de marée, voire totalement disloquées en courants diffus.

Certaines galaxies naines sphéroïdales satellites de la Voie lactée, comme le Sagittaire, sont en cours de destruction : étalées le long d'une orbite en forme de long courant d'étoiles, elles ne sont plus des galaxies au sens morphologique classique, mais des cadavres galactiques en phase de dilution dans le halo. Ces systèmes en dissolution lente échappent bien entendu à la séquence de Hubble.