GALAXIES

La séquence de Hubble

La première classification des galaxies, qui est encore la plus usitée, repose sur des considérations purement morphologiques. Elle est due à Edwin P. Hubble et distingue trois grands types de galaxies : les galaxies elliptiques, les galaxies spirales et les galaxies irrégulières.

Les galaxies elliptiques ont la forme d'ellipsoïdes plus ou moins aplatis, avec une répartition d'étoiles augmentant vers le centre, mais ne révèlent aucune structure fine. Suivant leur ellipticité, on les qualifie de E₀ (les plus sphériques), E₁, E₂, ..., ou E₇ (les plus aplaties).

Les galaxies spirales ont une forme aplatie, la plupart des étoiles brillantes étant concentrées dans un disque peu épais, et suivant des bras qui dessinent des spirales à partir de la région centrale. Au centre des galaxies spirales se trouve une grande concentration d'étoiles, le bulbe. Les galaxies spirales se divisent elles-mêmes en deux branches : les spirales normales (S), dans lesquelles les bras partent directement du bulbe, et les spirales barrées (SB), dont les bras se détachent à l'extrémité d'une « barre » traversant le bulbe. De plus, les galaxies spirales, normales ou barrées, se différencient entre elles par l'importance relative de leur bulbe et de leurs bras et par l'ouverture de ces bras. On distingue ainsi les Sa et SBa, au bulbe important et dont les bras s'enroulent de façon serrée autour du bulbe, les Sc et SBc, au bulbe ténu et aux bras très ouverts et les Sb et SBb, aux propriétés intermédiaires.

Une nouvelle catégorie, les galaxies lenticulaires (S0), a été introduite pour désigner certaines galaxies elliptiques très aplaties possédant un bulbe très lumineux et, parfois, de la matière interstellaire absorbante esquissant l'ébauche d'un disque.

Enfin, dans les galaxies irrégulières, on ne peut mettre en évidence aucun axe de symétrie. Les Nuages de Magellan ont longtemps servi d'archétype des galaxies irrégulières, mais on s'est aperçu, par l'étude de la répartition de l'hydrogène neutre, que le Grand Nuage était en réalité une galaxie spirale déformée par des effets de marée gravitationnelle avec notre Galaxie. Les galaxies irrégulières sont riches en matière interstellaire et en étoiles jeunes.

Parmi les galaxies de grande taille, le type spiral domine nettement. Par exemple, sur six cents galaxies, Hubble avait identifié 17 p. 100 d'elliptiques, 19 p. 100 du type Sa et SBa, 25 p. 100 de Sb et SBb, 36 p. 100 de Sc et SBc et seulement 3 p. 100 d'irrégulières. Cependant, des études ultérieures de l'amas local et d'autres amas de galaxies proches ont montré que cette statistique était faussée par un effet de sélection. Il existe en particulier une classe d'elliptiques naines intrinsèquement peu lumineuses, donc détectables seulement lorsqu'elles sont proches, et dont le nombre semble supérieur à celui de tous les autres types.

Dénombrement des galaxies

La répartition des galaxies sur la voûte céleste n'est pas uniforme. Il apparaît une zone d'absence quasi totale, de ± 20⁰ de part et d'autre de la Voie lactée, due à l'absorption de la lumière par le gaz et la poussière qui constituent la matière interstellaire de la Galaxie : la densité apparente des galaxies augmente donc quand on s'éloigne du plan galactique.

Si l'on corrige cet effet local, on peut montrer que les galaxies se répartissent d'une manière quasi uniforme sur le ciel, et qu'il n'y a accumulation dans aucune direction privilégiée, comme cela se produirait si l'Univers était fini et la Galaxie située dans une position excentrique.

Cependant, à plus petite échelle, on observe que les galaxies sont groupées en amas dans lesquels on peut en dénombrer parfois des milliers. La dimension caractéristique d'un amas de galaxies peut atteindre plusieurs millions de parsecs. Les amas de galaxies sont eux-mêmes regroupés en superamas et semblent s'aligner le long de filaments ou de parois qui isolent des « vides » cosmiques. Cette organisation hiérarchique des structures dans l'Univers reflète très vraisemblablement les conditions physiques qui y régnaient au moment où les galaxies se sont formées, voire lors d'une phase antérieure. On constate également que tous les amas n'ont pas la même composition : les amas riches montrent un échantillonnage complet des différents types de galaxies, mais certains autres amas, très denses, ne contiennent que des galaxies lenticulaires. En général, les galaxies les plus brillantes sont au centre des amas alors que les plus faibles, animées de vitesses plus grandes, restent sur le pourtour. On trouve à nouveau, dans ce phénomène de « décantation », les effets des forces de gravitation. Parmi tous les amas, il faut citer le Groupe local, auquel appartient la Galaxie, et qui est un petit amas d'une vingtaine de galaxies groupées sur 1 000 kiloparsecs (). Il comprend, en plus de la Galaxie et de ses deux galaxies satellites, le Grand et le Petit Nuage de Magellan, deux autres grandes galaxies spirales : Andromède (M 31, de type Sb), avec ses deux satellites M 32 et NGC 205, et la galaxie du Triangle (M 33, de type Sc). Les galaxies irrégulières y sont peu nombreuses (NGC 6 822, dans le Sagittaire, et IC 1 613, dans la Baleine) ; ce sont les elliptiques naines qui dominent, galaxies de petites dimensions, peu riches en étoiles (quelques dizaines de millions) et dépourvues de gaz et de poussière interstellaires. L'étude du Groupe local a révélé ce fait important que, à côté des galaxies géantes, il existait un grand nombre de galaxies naines peu lumineuses. Dans un amas de galaxies distant, ces galaxies naines ne sont pas détectées car nos instruments ne sont pas assez sensibles. Cela rend incertaines les estimations de la masse totale des amas.

La matière intergalactique

L'espace situé entre les galaxies n'est sans doute pas parfaitement vide. On sait déjà qu'au voisinage d'une galaxie peuvent se trouver quelques amas globulaires gravitationnellement indépendants, ayant échappé à l'attraction des galaxies.

Mais le problème le plus important est de savoir s'il existe ou non une matière gazeuse et de la poussière dans l'espace intergalactique et, dans l'affirmative, quelles en sont les densités. Il est évident qu'un tel gaz, même extrêmement raréfié, pourrait représenter une masse totale égale ou même supérieure à celle de l'ensemble des galaxies et, par là, modifier considérablement les idées sur l'évolution de l'Univers.

Les travaux de Fritz Zwicky ont été les premiers à apporter un élément de réponse : l'existence de matière intergalactique ne fait aucun doute. La démonstration de Zwicky repose sur le fait suivant : si l'on procède au comptage des galaxies et des amas très éloignés vus au travers d'un grand amas proche, on s'aperçoit que la courbe présente un maximum au centre de l'amas, correspondant aux galaxies de l'amas lui-même, mais que ce maximum se trouve au milieu d'une zone où la densité apparente des galaxies est inférieure à la moyenne ; ce fait peut être expliqué si l'on admet qu'il existe une matière absorbante à l'intérieur de l'amas, qui provoque une diminution de la magnitude apparente des galaxies situées à l'arrière-plan.

Au cours des années 1980, la détection du rayonnement X des amas de galaxies a révélé de façon directe la présence d'un gaz chaud intergalactique. Cette matière ténue portée à quelques dizaines de millions de degrés est enrichie en éléments lourds puisqu'on y observe des raies du fer. Elle correspond sans doute au mélange du résidu du gaz primordial à partir duquel l'amas de galaxies a été formé et de la matière éjectée par les galaxies dans leurs phases de formation stellaire intensive ; en effet, lors de ces phases, de très nombreuses étoiles massives sont formées, produisant en grande quantité des supernovae qui soufflent alors dans l'espace intergalactique les éléments lourds qu'elles ont synthétisés. Bien que la densité de cette matière chaude soit extrêmement faible, le volume qu'elle emplit, et qui représente le volume occupé par un amas de galaxies, est énorme. Il est donc certain que la matière intergalactique représente une part de la masse cachée de l'Univers.

Une autre forme de matière que l'on peut dire intergalactique est constituée par les « ponts » qui relient certaines paires de galaxies. Ces « ponts de matière » ont été étudiés en détail par Zwicky et Boris Vorontzov-Velyaminov. Ils sont constitués par des étoiles et du gaz qui ont été arrachés à leur galaxie d'origine par suite de l'attraction gravitationnelle d'une galaxie voisine (effet de marée).

Étude physique des galaxies

Les galaxies se différencient entre elles par leur forme, comme le traduit la séquence de Hubble. Mais elles se distinguent aussi les unes des autres par d'autres caractéristiques. En particulier, Herbert R. Morgan a montré qu'il y a une relation très nette entre la forme d'une galaxie et sa population stellaire telle qu'elle peut être déterminée à partir du spectre d'ensemble de la galaxie. Il a proposé une nouvelle classification reposant sur cette propriété.

Comme dans la Galaxie, les étoiles de différents types ne sont pas réparties de la même manière. Walter Baade a divisé les astres en deux grandes populations : la population I, qui comprend des étoiles chaudes, O, B, des céphéides, des supernovae de type II, ainsi que les grands nuages de matière interstellaire, brillants ou obscurs ; la population II, formée des étoiles de type avancé, les supernovae de type I, RR Lyrae, amas globulaires, etc.

La population I ne se rencontre que dans les galaxies spirales, où elle se trouve concentrée au voisinage du plan de symétrie, particulièrement dans les bras, et dans les galaxies irrégulières, où elle est prédominante. Au contraire, la population II constitue l'ensemble des galaxies elliptiques, mais se trouve aussi dans les spirales où elle forme le noyau et le bulbe, ainsi qu'un ensemble à symétrie à peu près sphérique autour du disque, le halo. Il semble exister une transition continue entre les types de galaxies de Hubble si l'on considère l'importance de la population I, mais il est encore impossible d'affirmer qu'il s'agit là d'un phénomène évolutif et de relier la composition d'une galaxie à son âge. D'autant plus que les interactions gravitationnelles entre galaxies peuvent venir brouiller un scénario aussi simple.

L'étude du spectre des galaxies met en évidence leur rotation sur elles-mêmes. Si l'on place la fente d'un spectrographe parallèlement au grand axe d'une galaxie vue par la tranche, les régions situées d'un côté du centre se rapprochent de l'observateur alors que celles qui sont situées de l'autre côté s'en éloignent. Il en résulte un décalage des raies spectrales vers le bleu pour les premières régions, vers le rouge pour les secondes. Autrement dit, les raies obtenues seront inclinées, et cette inclinaison permettra de calculer la vitesse de rotation de la galaxie. Pour les petites galaxies, la méthode ne peut s'appliquer qu'aux régions les plus brillantes, c'est-à-dire proches du noyau. Pour les grosses galaxies, il est en revanche possible de mesurer indépendamment la vitesse radiale en différents points du grand axe et d'obtenir ainsi la variation de la vitesse de rotation en fonction de la distance au centre. Cette méthode optique est complétée par l'étude de la raie à 21 centimètres de l'hydrogène neutre : on peut également mesurer par effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale des différents nuages d'hydrogène neutre et construire la courbe de rotation donnant la vitesse en fonction de la distance au centre, avec une précision généralement meilleure que celle qui est donnée par la méthode optique. On utilise également les raies moléculaires issues des nuages de matière interstellaire qui émaillent le disque des galaxies spirales.

Les courbes de rotation des différentes galaxies spirales sont toutes assez semblables à celles de la Galaxie. En partant du centre, on peut distinguer trois régions où la courbe a un caractère particulier.

Près du centre (jusqu'à 1 kpc environ), le mouvement de rotation est difficile à mettre en évidence. Il s'y superpose d'autres mouvements d'expansion et de turbulence. Cependant, dans la galaxie d'Andromède, on a démontré la rotation très rapide d'une petite région (une dizaine de parsecs) située juste au centre, et identifiée avec le noyau.

Ensuite, jusqu'à une distance au centre égale environ au tiers du rayon de la galaxie, la vitesse linéaire croît proportionnellement à la distance au centre, c'est-à-dire que la vitesse angulaire reste constante.

Enfin, dans les régions les plus extérieures, la vitesse linéaire décroît généralement comme 1/r et correspond à une vitesse angulaire en 1/r².

Ces deux lois de variations s'expliquent aisément à l'aide de la théorie de la gravitation. Dans les régions extérieures, les étoiles décrivent autour du centre de la galaxie une orbite régie par les lois de Kepler, la majeure partie de la masse des galaxies étant concentrée dans les régions centrales. En revanche, dans les régions plus proches du centre, on ne pourra plus supposer la masse attractive comme très concentrée. Les étoiles graviteront suivant une loi plus complexe que la loi de Kepler, la vitesse dépendant de la masse située entre le noyau et l'orbite de l'étoile, c'est-à-dire augmentant avec la distance au centre. On voit donc que la rotation d'une galaxie sur elle-même ne s'effectue pas comme celle d'un corps solide. La galaxie se déforme tout en tournant, et ses régions centrales tournent plus vite que ses parties extérieures.

L'intérêt des courbes de rotation est très grand, car elles permettent de déterminer les masses des galaxies. On peut par exemple appliquer la loi de Kepler aux étoiles situées à la périphérie de la galaxie en supposant la masse très concentrée au voisinage du noyau. Cette méthode s'applique aussi aux courbes de rotation de l'hydrogène neutre, obtenues à partir de l'étude de la raie à 21 centimètres. L'intensité de cette raie fournissant la masse totale d'hydrogène neutre, il est alors possible d'étudier, pour les différents types de galaxies, le rapport entre la masse de la matière interstellaire et celle des étoiles.

Les masses ainsi trouvées pour les galaxies varient de quelques milliards à quelques centaines de milliards de masses solaires, une grande dispersion de valeurs existant à l'intérieur de chaque type de galaxies.

Les courbes de rotation observées dans certaines galaxies spirales indiquent que la vitesse linéaire peut rester constante jusqu'à des distances du centre au-delà de 10 kiloparsecs. La masse alors impliquée pour la galaxie devient très élevée, jusqu'à dix fois supérieure à celle qui correspond à son contenu en étoiles visibles et matière interstellaire. On parle alors de matière cachée : une forme de matière dont on détecte les effets gravitationnels, mais que l'on ne voit pas directement.

Les radiogalaxies

Certaines galaxies, environ une sur dix mille, présentent une émission radioélectrique de plusieurs ordres de grandeur supérieure à celle de la Galaxie ou de la galaxie d'Andromède.

De nombreuses études ont été consacrées à ces émissions, dont la nature n'est pas totalement élucidée. Du point de vue de leur aspect visible, les radiogalaxies sont souvent des galaxies elliptiques ou S0 présentant une ou plusieurs particularités : épaisse bande d'absorption, comme dans NGC 5128 ou Fornax, jet lumineux partant du centre, comme dans M 87, éjection de matière, comme dans M 82, etc.

Dans le domaine des ondes radioélectriques, une caractéristique commune à beaucoup de radiogalaxies est d'apparaître comme des sources doubles : l'émission radioélectrique ne provient pas de la galaxie visible, mais de deux grand lobes situés de part et d'autre et distants d'environ 100 kiloparsecs.

On pense que ces lobes sont le résultat de l'éjection de matière lors d'un événement particulier se produisant au sein du noyau de la galaxie. Lors de cet événement, un grand nombre d'électrons sont accélérés jusqu'à des vitesses relativistes et émettent un intense rayonnement radioélectrique par effet synchrotron (émission de freinage dans un champ magnétique). La durée de vie de ces radiosources serait de l'ordre de quelques millions d'années seulement, mais une série d'événements pourraient se succéder dans chaque galaxie. En particulier, si l'événement est très récent, les deux sources ainsi générées n'ont pas eu le temps de s'éloigner l'une de l'autre et toute l'émission radioélectrique provient du centre de la galaxie. Cette théorie est appuyée par le fait qu'une telle activité du noyau a été effectivement observée dans la galaxie M 82, et que les galaxies de Seyfert, dans lesquelles le noyau manifeste des signes d'activité particulièrement intense, sont aussi des radiogalaxies.

Les quasars et les noyaux actifs de galaxies

Des galaxies d'un nouveau type ont été découvertes en 1963 grâce à leur émission radioélectrique. Elles sont impossibles à distinguer des étoiles sur les clichés du ciel, d'où leur nom de quasars (abrégé de quasi stellar radio sources). Dans le domaine des ondes radio, elles se caractérisent par une émission très intense provenant d'une région très localisée au centre de la galaxie, et dont l'intensité fluctue dans le temps. Dans le domaine visible, elles sont en moyenne cent fois plus lumineuses que les galaxies normales et présentent aussi des variations. Elles sont également de puissants émetteurs de rayonnements γ, X et ultraviolet.

Grâce à cette luminosité intrinsèque très élevée, il est possible de les détecter à des distances bien plus grandes que les autres galaxies. Leur spectre présente toujours d'intenses raies d'émission qui permettent de déterminer leur décalage spectral. Les valeurs trouvées pour certains quasars sont supérieures à celles des plus lointaines galaxies normales connues. La valeur de z = Δλ/λ peut prendre des valeurs supérieures à l'unité. Mais on ne peut plus appliquer la formule classique de l'effet Doppler-Fizeau, car il faut tenir compte d'effets relativistes et d'effets d'évolution de l'Univers.

On arrive à des formules différentes suivant les hypothèses choisies, ce qui ne permet pas de déduire sans ambiguïté la valeur de la vitesse radiale de la mesure du décalage spectral. De plus, la relation entre vitesse radiale et distance donnée par la loi de Hubble peut très bien n'être plus valable pour des objets si lointains. Les quasars les plus distants ont une valeur de z voisine de 4,5. Les quasars posent enfin de nombreux problèmes très intéressants à ceux qui veulent expliquer leur origine, leur évolution, l'énorme quantité d'énergie qu'ils émettent et les variations de leurs émissions radio, visible, ultraviolette, X et γ (cf. radiosources et quasars).

On admet aujourd'hui que cette énergie est d'origine gravitationnelle et le modèle le plus fréquemment considéré est celui d'un trou noir massif accrétant la matière située dans son environnement.