Galaxies




- Classification
- Groupe local
- Galaxies actives
- Evolution des galaxies
- Lentilles gravitationnelles
- Interaction de galaxies
- Galaxies LSB
- Galaxies sombres


Ce sont des agglomérations d'étoiles extérieures à notre galaxie, la Voie Lactée. Elles peuvent contenir quelques centaines de milliards d'étoiles.
Dès le 10e siècle, on connaît leur aspect nébuleux qui les différencie des étoiles, c'est la raison pour laquelle on parle de nébuleuse d'Andromède pour M 31. On les appelle aussi Univers Iles.
Dès le milieu du 19e siècle, on découvre la structure spirale des galaxies les plus proches comme M31, M33, M101.
Grâce à Hubble et aux grands télescopes on observe maintenant des galaxies à plus de 10 milliards d'AL.
Ce sont des ensembles assez lâches et déformables, leur cohésion étant due aux forces de gravitation. Elles tournent sur elles-mêmes, la vitesse angulaire étant plus faible vers l'extérieur que vers le milieu. Notre soleil met ainsi quelques 220 Millions d'années pour effectuer une rotation complète.
On pense que la plupart d'entre elles possèdent un trou noir massif en leur centre.
On constate qu'elles s'éloignent de nous avec une vitesse proportionnelle à leur distance selon la loi de Hubble (expansion de l'univers). On le mesure par le décalage vers le rouge.
On n'a encore trouvé aucune théorie pour expliquer leur formation.
Les galaxies sont observables dans une zone au-delà de + ou- 20° de part et d'autre de la Voie Lactée en raison des nuages de matière qui obscurcissent le ciel.
Au printemps, les meilleures constellations pour observer des galaxies sont le Lion, la Vierge, la Chevelure de Bérénice, les chiens de Chasse et la Grande Ourse. En automne, ce sont la Baleine, Eridan et les poissons australs

D'après des observations récentes, en particulier sur M 31, on trouve des étoiles géantes rouges qui se meuvent comme si elles appartenaient à une extension du disque galactique, jusqu'à 200.000 AL du centre. Ce phénomène est constaté aussi sur d'autres galaxies comm NGC 300.

CLASSIFICATION

On distingue plusieurs grands types de galaxies en fonction de leur forme et de leur structure, elles sont classées selon la séquence de Hubble.





Les galaxies Spirales

Elles possèdent un noyau et des bras plus ou moins marqués, elles ont une forme aplatie. Le centre comprend une grande concentration d'étoiles, c'est le bulbe plus épais. Elles émettent leur lumière principalement dans le visible et l'ultraviolet.
Elles ont été subdivisées en spirales normales S comme M 31, et en spirales barrées où les bras partent de l'extrémité d'une barre transversale.
Ce type est dominant parmi les galaxies de grande taille.
S=Spirale, 'a' avec bras serrés, 'b' avec bras moyens, et 'c' avec bras très lâches SB=Spirale barrée

Vues par les télescopes modernes, certaines galaxies sont de magnifiques images, comme NGC 1350 dans Fornax en hémisphère sud.

Les galaxies Elliptiques

En forme d'ellipsoïde, elles peuvent être plus ou moins aplaties, variant du cercle à la lentille aplatie. Ce sont probablement les plus nombreuses. Elles émettent principalement dans l'infra rouge
E=elliptique, E0 à E7 de la plus ronde à la plus plate; 'd' =naine, 'c' =supergéante, 'D' a un halo diffus.

Les galaxies lenticulaires

Cette catégorie SO à été crée pour désigner les galaxies elliptiques très aplaties possédant une ébauche de disque.

Les galaxies irrégulières Ir

Elles ont des formes indécises, exemple les Nuages de Magellan voisins de notre galaxie, ou M 82. Elles sont en général riches en étoiles jeunes et en matière interstellaire.

Amas de galaxies

On constate que les galaxies sont groupées en amas pouvant comporter plusieurs milliers de galaxies, exemple l'amas de la Vierge (2500), Coma Bérénice (1000), Persée (500).
Ces amas peuvent être regroupés en super amas qui semblent s'aligner selon des structures en filaments.
Parmi les amas, il faut mettre à part notre groupe local composé d'une vingtaine de galaxies dont M 31, M 32, M 33, les Nuages de Magellan et plusieurs elliptiques naines peu lumineuses, lesquelles ne peuvent être vues que dans une faible distance.
En dehors de la vitesse d'expansion de l'univers, les galaxies possèdent un mouvement propre des unes par rapport aux autres, par exemple M 31 se rapproche de la Voie Lactée à la vitesse de 500.000 Km/h, et viendra nous rejoindre dans quelques 2 milliards d'années.

Le Halo galactique

Le halo entoure le disque galactique, il s'est formé en même temps que la galaxie et contient les étoiles les plus anciennes, généralement des naines rouges, d'où leur intérêt pour étudier l'évolution de la galaxie. Parmi les étoiles voisines, environ 1 sur 1000 appartient au halo. Leur caractéristique est qu'elles ont un mouvement propre très important, en particulier la plus proche, l'étoile de Kapsteyn à 13 AL qui se déplace de près de 9" d'arc par an. On a mesuré en fait qu'elle s'éloigne du soleil à la vitesse de 250 Km/s. On s'est aussi apperçu que d'un côté du ciel ces étoiles s'éloignaient du soleil, alors que de l'autre côté elles s'en rapprochaient. En fait ces étoiles du halo sont pratiquement immobiles, et par le fait que le soleil tourne avec la galaxie à la vitesse de 220 Km/s, elles paraissent s'éloigner ou se rapprocher de nous. On constate aussi que ces étoiles contiennent moins d'éléments lourds que le soleil, car elles sont nées à un époque où la concentration en éléments lourds était moindre. L'univers s'est enrichi avec les supernova.

Etoile
Constellation
Distance (AL)
Type
spectral
vitesse
propre / an
Etoile de Barnard Ophiuchus
5,98
M4
10,51"
Etoile de Kapteyn Pictor
12,8
M1
8,66"
Groombridge 1830 Ursa Major
30
G8
7,06"


Des observations récentes faites par Hubble avec les spectrographes cosmique et UV ont fait apparaitre un halo de matière très important autour des galaxies. Elles paraissent avoir éjecté une quantité importante de matière et éléments lourds jusqu'à plus de 1 million d'AL. La quantité d'éléments oxygène, carbone, fer serait plus importante que dans la galaxie elle-même. Ce réservoir quasiment invisible est appelé "circumgalactic medium" (CGM)

Densité stellaire

Notre plus proche étoile voisine est Proxima du Centaure à 4,2 AL. Dans le voisinage du soleil, la densité d'étoile est faible, il y a en moyenne 5 AL entre 2 étoiles.
Au centre des amas globulaires la densité est 75 millions de fois plus grande et la distance moyenne est de 0,013AL, ou 860 UA. C'est aussi la densité au centre des galaxies, et même plus, M32 a la plus grande densité en son centre avec une distance moyenne de 0,008 AL, soit 12 fois la distance soleil-pluton entre étoiles.
Malgré cela, la collision entre étoiles est très rare. Les Blue Stragglers(voir Amas globulaires) qui seraient le résultat de collisions ne sont que 1/10000 dans les amas globulaires.

EVOLUTION DES GALAXIES

Les récentes théories suggérées par les simulations numériques expliquent la formation et l'évolution des galaxies de la façon suivante:
De la matière sombre formée pendant le Big Bang se concentre, des nuages de gaz s'agglomèrent autour de ces fluctuations pour former des étoiles. Ces gaz et jeunes étoiles entrent en rotation et forment un début de disque.Des étoiles continuent à se former et progressivement se construit une galaxie spirale. Ces galaxies s'attirent et se rencontrent en formant de nombreuses étoiles et des galaxies spirales de plus en plus grosses. Le gaz étant pratiquement consommé, l'activité des ces grosses galaxies se ralentit et donne des galaxies elliptiques beaucoup moins actives.
Les galaxies comportent pratiquement toutes un trou noir central. Dans les galaxies proches on trouve une relation entre la masse de la galaxie et la masse du trou noir central, plus la galaxie est massive plus le trou noir est important. Ce trou noir peut être dormant comme dans notre galaxie ou très actif dans les galaxies actives émettant des rayons X ou des jets.

LE GROUPE LOCAL

Notre Galaxie, la Voie Lactée est la 2e en dimension de notre groupe local qui comprend une trentaine de galaxies. Ce groupe est associé à d'autres groupes pour former le super amas de la Vierge, composé d'une centaine d'amas de galaxies dont celui de la Vierge qui est le plus important. L'ensemble regroupe environ 10000 galaxies sur une distance de 200 M AL.

Les récentes observations en infra rouge indiquent que notre galaxie est une spirale barrée dont la barre centrale mesure 28000 AL.

Liste des principales Galaxies du Groupe local (M, NGC et IC seules)
Voir schéma

Galaxie Const RA DEC Mag Dimensions
Voie Lactée cent:
M 31
M 32
M 33
M 110
NGC 147
NGC 185
NGC 3109
NGC6822 (DDO 209)
IC 10
IC 1613
IC 5152
Sgr
And
And
Tri
And
Cas
Cas
Hya
Sgr
Cas
Cet
Ind
17:45.6
00:42.7
00:42.7
01:33.9
00:41.3
00:33.2
00:39.0
10:03.1
19:44.9
00:20.4
01:05.1
22:02.9
-28:56
+41:16
+40:52
+30:39
+41:41
+48:31
+84:20
-26:09
-14:49
+59:18
+02:08
-51:17

3.4v
8.1v
5.7v
8.5v
9.5v
9.2v
10.4
9.3
10.3v
9.2v
10.6v

185.0 x 75.0
11.0 x 7.3
67.0 x 41.5
19.5 x 12.5
15.0 x 9.4
14.5 x 12.5
16.0 x 2.9
15.5 x 13.5
7.3 x 6.4
20.0 x 18.5
4.9 x 3.0


LES GALAXIES ACTIVES
(Galaxies à noyau actif) 

Ce sont des galaxies où une grande part de l'énergie ne provient pas des étoiles qui la composent ou des nuages de gaz, mais généralement du noyau de la galaxie sous un spectre électromagnétique étendu de l'infra rouge aux rayons gamma. On en distingue plusieurs types:

Les galaxies de Seyfert:

Galaxies spirales ou irrégulières . Découvertes en 1940 par Carl Seyfert, elles sont caractérisées par un noyau extrêmement brillant et un disque d'accrétion entourant un trou noir.

Les Quasars (pour quasi-stellar radio source)

Ce sont des objets ponctuels lointains car ils ont un décalage vers le rouge important, découverts à la fin des années 1950 par les radio télescopes. Ceci tend à montrer que ce sont des objets primordiaux qui peuvent nous renseigner sur les premiers stades de l'univers.
Ce sont probablement des trous noirs supermassifs (de 1 Million à 1 milliard de Ms) de petites dimensions qui absorbent la matière environnante qui peut être une autre galaxie avec une telle puissance qu'une partie importante de cette masse se transforme en énergie selon la formule E=mC². En comparaison, la fusion nucléaire ne transforme que quelques pour cents. Ils émettent autant d'énergie que plusieurs milliers de galaxies. Ce sont des sources intenses en lumière visible et en rayons X et gamma. Leur dimension est de l'ordre du kilo parsec, et on en compte environ 50.
Certains astronomes pensent que quasars et galaxies de Seyfert sont les mêmes objets vus d'une façon différente.
Il y a probablement peu de quasars autour de nos galaxies, car ils ont consommé toute la matière environnante.
Certains quasars présentent des variations de luminosité rapides.

Les Blazars

Sous classe des galaxies actives qui auraient leur jet relativiste pointé vers la terre. Ils sont semblables aux quasars, mais moins lumineux. Leur émission en lumière et rayons gamma est variable d'une minute ou d'un jour à l'autre. On en connaît environ 60.

Les Radio galaxies

Elles émettent des ondes radio provenant pour la plupart d'immenses lobes symétriques. Certaines émettent un jet (voir M 87)

Les galaxies starburst.

Ces galaxies comportent une intense activité de formation d'étoiles.
Elles émettent aussi une partie importante de leur luminosité dans l'infra rouge. Probablement due aux nombreuses étoiles en formation qui chauffent les nuages de gaz environnants qui eux-mêmes émettent dans l'infra rouge.

LENTILLES GRAVITATIONNELLES

La gravitation courbe l'espace, de sorte que les rayons lumineux qui passent à proximité d'un objet très massif sont déviés comme le ferait une lentille optique. De cette façon on a pu trouver des cas où on peut voir des objets très lointains derrière un objet massif (amas de galaxies), et grossis par un effet de loupe.
Le HST (Hubble Space Telescope) en a photographié plusieurs récemment.



- Abell 2218 dans le Dragon
- Abell 1689 Un des objets les plus massifs de l'Univers, à 2 milliards d'AL.

INTERACTION DE GALAXIES

Lorsque 2 galaxies se rapprochent, la plus grosse attire la plus petite, et il se produit une interpénétration qui provoque des déformations et engendre des zones d'activité intense de formation de nouvelles étoiles. Elles finissent par fusionner après quelques milliards d'années. Les galaxies grossissent de cette façon.
On peut citer dans ce cas:

- M 51 : Fameuse galaxie des Chiens de chasse
- NGC 6872: dans l'hémisphère sud dont les bras s'étendent sur 750.000 AL
- M 81/M 82: dans la Grande Ourse
- NGC 2207: dans le Grand Chien
- Hcg 87
- NGC 4676, the Mice (les Souris) dans Coma Berenice
- UGC 10214 Tadpole (Tétard) dans le Dragon

D'après des études récentes, on estime que la moitié des galaxies massives elliptiques de notre voisinage ont fusionné avec d'autres galaxies pendant les dernières 2 milliards d'années.

Vie des Galaxies
D'après les dernières études, les galaxies auraient été à l'origine de petites galaxies très actives. Elles auraient fusionné au cours des temps pour former de galaxies spirales. Puis la fusion de galaxies spirales provoque une intense activité de formation d'étoiles et du trou noir central qui épuise en quelque sorte la nouvelle galaxie, qui ralentit son activité et la transforme en galaxie elliptique beaucoup plus sage.
Relativement à leur dimension, les galaxies sont beaucoup plus proches les unes des autres que les étoiles entre elles, elles sont donc assez facilement attirées entre elles.

GALAXIES sombres, ou LSB ( Low surface brightness)

Ce sont des galaxies dont la luminosité est inférieure à la luminosité du fond de ciel, de 1 jusqu'à 6 magnitudes, soit 250 fois plus faible que le fond de ciel.
On a catalogué plus de 3.000 galaxies LSB de dimensions variables d'une fraction jusqu'à 10 fois notre Galaxie. Elles peuvent prendre toutes les formes de galaxies.
La plus grande détectée à ce jour est une énorme galaxie spirale située à 1,1 milliard d'AL derrière l'amas de la Vierge et nommée Malin 1 qui s'éloigne de nous à 25.000 Km / sec.

Elles contiennent beaucoup d'étoiles jeunes bleues très chaudes. Elles seraient jeunes (Malin 1 ne serait âgé que de 3 à 5 M d'années), et n'auraient donc contenu aucune supernova qui ensemence de matière les autres galaxies. Elles sont donc de faible densité et peu riches en formation d'étoiles, elles seraient composées de 90% d'hydrogène, alors que dans notre Galaxie c'est 90% de l'hydrogène qui a déjà été transformé en éléments plus lourds. Elles contiendraient aussi une plus grande proportion de matière cachée.

On a découvert récemment une galaxie sombre Galaxies LSB:

- Malin 1
- Malin 2
- UGC 6614
-UGC 1230

De nombreuses galaxies naines de notre groupe local sont considérées comme des galaxies LSB.

- Antlia
- Phoenix
- WLM
-Sextans A et B
- IC 10

Galaxies sombres

Contrairement aux LSB, elles ne contiennent que des gaz et de la matière cachée, pas d'étoiles. Ce serait en majorité des galaxies naines voyageant à grande vitesse (HVC : high velocity cloud).
Cependant, on a découvert la première galaxie sombre dans la Vierge ( Virgo H121) contenant plus de 100 millions de MS. Une autre découverte récemment dans l'Aigle à 150 M AL a un diamètre de 200.000 AL, elle est estimée contenir 600 millions de Ms. Elles semblent aussi contenir une énorme quantité de matière sombre.
On les détecte dans l'onde radio à 21 cm, émise par l'hydrogène neutre.

Toutes ces galaxies font l'objet de nombreuses recherches actuellement.

Curiosité
Voir la similitude entre un hurricane et une galaxie