Galaxies

La découverte des galaxies

Depuis 1610 et les observations de Galilée, on sait que la Voie lactée qui barre le ciel nocturne est formée de milliers d'étoiles faibles, que notre vision ne parvient pas à séparer. L'absence de mouvement apparent (en première approximation) de ces astres pendant le déplacement de la Terre sur son orbite a depuis longtemps fait comprendre que ces étoiles sont très loin de nous, et donc que cet agrégat d'étoiles où nous nous trouvons immergés est de très grandes dimensions. C'est en 1913 que Shapley, en mesurant les distances de groupes particuliers d'étoiles, les amas globulaires, montre que le centre de notre Voie lactée est à plus de vingt mille années-lumière de nous, dans la direction du Sagittaire.  Après cette découverte de Shapley, une nouvelle fois, nous étions délogés du centre de l'univers...
 
Mais qu'en est-il des nébuleuses, ces taches floues que l'on observe un peu partout entre les étoiles ? On avait bien remarqué qu'on les observait en plus grand nombre hors de la Voie lactée, ce qui supposait plutôt une nature extragalactique, mais la communauté astronomique restait très divisée par ce problème; on avait même baptisé cela le grand débat ! Shapley, par exemple, était un tenant de la nature galactique, et donc de la proximité, des nébuleuses.

Petit à petit la situation va s'éclairer, et vers 1925-1930, grâce aux travaux de Hubble et Humason qui utilisent le nouveau télescope géant de 2,5m du Mont Wilson, on comprend qu'il y a trois types de nébuleuses :

Certaines sont plus ou moins circulaires, on les appelle nébuleuses planétaires pour cette raison. Ce sont en fait des bulles de gaz géantes que soufflent autour d'elles des étoiles agonisantes; elles sont situées dans notre Voie lactée, à quelques milliers d'années-lumière tout au plus.
D'autres ont un aspect cotonneux plus ou moins irrégulier. Ce sont des nébuleuses gazeuses flottant entre les étoiles de notre galaxie. Leurs distances sont du même ordre que celles de la classe précédente.

Les dernières sont ovoïdes ou spiralées, et sont des nébuleuses extragalactiques, autres galaxies situées bien au-delà des limites de notre Voie lactée. Leurs distances se comptent en centaines de milliers, en millions, voire en milliards d'années-lumière. Leur nombre est immense, elles remplissent tout l'univers jusqu'aux limites de nos observations. Trois sont aisément visibles à l'oeil nu : la Grande Nébuleuse d’Andromède visible au printemps sous nos latitudes, et les deux nuages de Magellan, ainsi nommés en hommage au navigateur portugais; ces derniers ne sont visibles que depuis l'hémisphère Sud.

La classification de Hubble

Hubble a proposé une classification "en fourche" qui distingue quatre types morphologiques de galaxies : elliptiques, spirales, spirales barrées, irrégulières. Cette classification n'est en aucun cas liée à une idée de séquence évolutive : les galaxies ne naissent pas toutes elliptiques pour devenir spirales, ou le contraire. D'ailleurs, on trouve de très vieilles étoiles (âgées de plus de douze milliards d'années) dans tous les types de galaxies.

Les galaxies elliptiques

Elles sont souvent petites et de faible luminosité, contenant quelques 10⁹ ou 10¹⁰ étoiles; mais il en existe de -rares- super géantes, contenant jusqu'à 1013 étoiles. Elles sont classées de E0 à E7, en fonction de l'aplatissement apparent de leur ellipsoïde. L'aplatissement n'est pas dû à une rotation d'ensemble, mais à l'arrangement des orbites individuelles des étoiles; une galaxie elliptique peut être triaxiale (les trois axes de l'ellipsoïde sont différents).

Les quatre caractéristiques des galaxies elliptiques sont :

• L'absence de structure spirale.
• Une dispersion des vitesses élevée : les orbites sont "dans tous les sens", avec toutes les ellipticités.
• Très peu de poussière et de gaz entre les étoiles.
• En conséquence, pas de formation de nouvelles étoiles, pas d'étoiles jeunes, pas de supernovae. C'est pourquoi on dit souvent que les galaxies elliptiques sont peuplées de vieilles étoiles.

Les galaxies spirales

Elles sont classées en fonction des développements relatifs du bulbe central et du disque où se trouvent les bras spiraux. Une galaxie à très gros bulbe et bras enroulés très serrés, à peine visibles, sera une Sa; une galaxie au bulbe minuscule et aux bras complexes, très déroulés, sera une Sd. On distingue aussi les spirales normales, où les bras partent des régions les plus centrales, des spirales barrées, où les bras partent des extrémités d'une barre lumineuse qui traverse le bulbe; ces dernières sont classées SBa à SBd.

Il est à noter que les spirales barrées, considérées au début comme des curiosités, apparaissent aujourd'hui comme des galaxies tout à fait ordinaires, la barre étant peut-être un phénomène transitoire par lequel passeraient plus ou moins brièvement la plupart des galaxies, éventuellement de façon récurrente. Cette structure semble être un moyen puissant de transférer de la masse vers les régions centrales, et, à ce titre, est peut-être liée aux phénomènes de noyau actif dont nous parlerons plus loin.
    

Beaucoup de spirales sont très lumineuses, contenant jusqu'à 10¹¹ ou 2.10¹¹ étoiles. C'est le cas de notre galaxie, comme celui de la Galaxie d’Andromède. Il existe aussi des galaxies S0 et SB0, qui présentent un bulbe, un disque, éventuellement une barre, mais pas de bras. On les appelle galaxies lenticulaires, et elles se situent, dans la séquence de Hubble, à la jonction elliptiques/spirales.
Les quatre caractéristiques des galaxies spirales sont les suivantes :

• Une structure spirale plus ou moins apparente.
• Une rotation d'ensemble qui domine nettement la dispersion des vitesses individuelles.
• Un peu ou beaucoup de poussière et de gaz entre les étoiles.
• En conséquence, formation de nouvelles étoiles. Population d'étoiles jeunes, chaudes ("bleues") et massives dans les bras spiraux; supernovae.

Les galaxies irrégulières

Elles ne présentent pas de structure particulière, les étoiles y sont groupés en paquets répartis aléatoirement. Elles sont ou non riches en poussières et en gaz, et présentent ou pas des sursauts de formation d'étoiles. Ce sont en général de petites galaxies, faiblement lumineuses, contenant de quelques 10⁷ à quelques 10⁹ étoiles. Elles ne sont donc détectées qu'à faible distance de nous, bien qu'elles constituent peut-être une population numériquement très importante de l'univers. Notre Voie lactée a parmi ses satellites deux galaxies irrégulières : les nuages de Magellan; notons que le Grand Nuage de Magellan est parfois classé comme une très petite SB...

La distance des galaxies

On retrouve pour les galaxies le problème que l'on a rencontré pour les étoiles : l'aspect d'une galaxie dans nos télescopes dépend à la fois de ses caractéristiques intrinsèques et de sa distance. Il est donc important de connaître cette dernière pour pouvoir passer des données apparentes aux données intrinsèques.

On ne peut plus, pour les galaxies, utiliser les méthodes trigonométriques : les distances sont trop énormes, la longueur de notre base (le diamètre de l'orbite terrestre) devient négligeable. Il existe de nombreuses méthodes pour estimer la distance d'une galaxie. Les deux plus employées sont les suivantes :

• Les méthodes photométriques, dites de chandelle standard : on observe un objet dont on pense connaître l'éclat réel; la comparaison avec son éclat apparent, qui diminue comme l'inverse du carré de la distance, permet alors de déterminer cette distance. Les astronomes travaillent en magnitudes, et dans ce système, la relation fondamentale est la relation du module de distance qui relie la magnitude apparente m, la magnitude absolue M (celle qu'aurait l'objet s'il était à une distance standard de 10 parsecs), et la distance r de l'objet : m - M = -5 + 5 log(r). Rappelons que les magnitudes sont définies par la règle m1-m2 = -2,5 log (L1/L2) qui donne la différence de magnitude de deux astres dont le rapport des éclats est connu, et par la définition d'un zéro arbitraire. Un écart de 5 magnitudes correspond ainsi à un rapport des flux de 100. La magnitude apparente du Soleil est de -26,7 et sa magnitude absolue de 4,6. Toutes ces méthodes doivent tenir compte soigneusement des diverses causes possibles d'affaiblissement de la lumière au cours de son trajet, cela va sans dire; c'est souvent difficile. Parmi ces facteurs, on peut citer :
  

• Les méthodes utilisant la largeur des raies spectrales. L'idée est que les mouvements des étoiles dans une galaxie sont d'autant plus rapides que la galaxie est plus massive. En effet, dans le puits de potentiel plus abrupt creusé dans la structure de l'espace par une masse plus grande, les étoiles en orbite autour de ce puits ne sont en équilibre qu'au prix de vitesses plus importantes. Ceci se voit simplement en considérant l'équation qui donne la vitesse instantanée v d'une étoile de masse m sur une orbite circulaire de rayon r autour d'une galaxie de masse M : v² = G (m+M)/r. Comme m<<M, on peut écrire M = rv²/G, ce qui montre bien qu'en principe la connaissance de v donne celle accès à celle de M.  Vu de la Terre, le détail des mouvements est inaccessible, et les raies spectrales des étoiles qui s'approchent de nous (décalées vers le bleu) se mélangent aux raies des étoiles qui s'éloignent de nous (décalées vers le rouge). Le résultat final est un simple élargissement de la raie globale, d'autant plus important que les vitesses, et donc la masse, sont grandes.Si, comme on peut le penser, la masse est elle-même corrélée positivement à la luminosité (les galaxies les plus massives sont les plus lumineuses), alors la largeur des raies spectrales est un traceur de la luminosité intrinsèque des galaxies. La relation de Faber-Jackson pour les galaxies elliptiques relie ainsi la dispersion des vitesses (l'étalement des écarts de vitesse dus aux mouvement individuels des étoiles) dans les régions centrales à la luminosité de la galaxie, exprimée en unités de L* = 10¹⁰ luminosités solaires, on utilise ensuite une relation qui donne la masse M comprise dans le diamètre. Il existe une relation du même genre pour les galaxies spirales : la relation de Tully-Fisher, qui relie la vitesse de rotation du disque d'une galaxie spirale et la luminosité totale. La vitesse de rotation du disque est cette fois estimée à partir de la largeur de la raie radio à 21cm émise par le gaz hydrogène neutre qui flotte entre les étoiles. Les distances mesurées vont de 30kpc (10⁵ A.-L.) pour les petits satellites de notre Voie lactée à plus de 3000 Mpc 

La masse des galaxies

Celle-ci s'évalue en étudiant les mouvements orbitaux des étoiles ou du gaz qui les composent, comme on l'a vu au chapitre précédent, en utilisant la relation M = v² r / G. On peut déterminer la masse globale, mais plus finement, on peut étudier M = M(r), en étudiant tout d'abord v = v(r), la courbe de rotation de la galaxie; celle-ci réserve des surprises...

Comme la quantité d'étoiles et de gaz présente dans la sphère de rayon r n'augmente plus quand on atteint les limites visibles de la galaxie, on s'attend à ce que les courbes de rotation des spirales, par exemple, retombent quand on est à très grand r : à grande distance de la masse M, une faible vitesse orbitale v suffit à assurer l'équilibre. Il n'en est rien : les courbes de rotation de beaucoup de spirales ne montrent pas cette décroissance, mais restent au contraire à v = cste pour des étoiles à grande distance du centre, comme si la masse M(r) continuait à augmenter au-delà des limites visibles de la galaxie ! C'est pourquoi on est amené à invoquer la présence de masse noire dans ces objets.

De la même façon, dans les elliptiques, l'agitation est parfois si grande qu'on doit supposer l'existence de masse noire pour conserver la cohésion de la galaxie. Les masses de matière visible (étoiles, gaz) que l'on mesure ainsi vont de quelques 10⁷ à quelques 10¹³ masses solaires. La masse de matière noire éventuelle serait de 4 à 10 fois plus importante...