Les galaxies et l'univers


Notre étoile, le Soleil, constitue, avec quelque deux cents milliards d'autres étoiles, un ensemble ayant la forme d'un disque renflé en son centre que nous appelons la Galaxie et dont la trace sur la voûte céleste nocturne est la Voie lactée. Son diamètre est estimé à cent mille années de lumière. Malgré son nom qui risque de jeter la confusion, l'année de lumière (on utilise couramment, mais abusivement, année-lumière) est une unité de longueur (symbole al), qui correspond à la distance parcourue par la lumière dans le vide en un an, à raison de 300 000 km/s ; c'est l'équivalent de 9,461 1012 km ou, en nombre rond : dix mille milliards de kilomètres.
Notre Galaxie elle-même fait partie d'un groupe de galaxies, le groupe local, dont trois membres sont visibles à l'oeil nu : la galaxie d'Andromède dans l'hémisphère Nord et les deux nuages de Magellan dans l'hémisphère Sud. Les distances entre galaxies au sein d'un amas sont de l'ordre de 105 à 106 al.
Aussi loin que les observations portent, le même « motif » se répète : étoiles et nuages de matière interstellaire rassemblés en galaxies, galaxies groupées en amas de galaxies, ceux-ci constituant en quelque sorte la « brique élémentaire » de l'univers.
L'observation fait apparaître des galaxies de morphologies très différentes les unes des autres ; aussi ont-elles été classées en galaxies spirales normales et barrées, elliptiques et irrégulières. Des observations récentes montrent toutefois que l'appartenance à l'une ou l'autre catégorie dépend du domaine de longueur d'onde dans lequel les observations sont effectuées.


Notre galaxie, la Voie lactée

Cette image du ciel entier (projection de Aitoff) dans le domaine infrarouge fait apparaître la Voie lactée de manière évidente. La concentration de poussières près du plan galactique et le bulbe de notre galaxie sont bien visibles.
Les nuages de Magellan sont deux galaxies satellites de la nôtre. Ils sont visibles à droite de l'image, dans l'hémisphère galactique sud. Derrière le bulbe, on devine à peine l'existence d'une troisième galaxie satellite (galaxie naine du Sagittaire, en cours de fusion avec notre Galaxie).
Crédit : Image mosaïque obtenue par le Two Micron All Sky Survey (2MASS), un programme conjoint de l'Université du Massachusetts et du Infrared Processing and Analysis Center (Institut de Technologie de Californie), financé par la National Aeronautics and Space Administration et la National Science Foundation.


Le disque galactique est entouré d'un halo de forme sphéroïdale. Il contient essentiellement des étoiles isolées et vieilles, les plus âgées que la Galaxie contienne, ainsi que des amas globulaires. Les amas globulaires sont, eux aussi, des objets très âgés (on leur attribue des âges du même ordre que celui de la Galaxie elle-même), de forme sphéroïdale, qui comptent en général plusieurs centaines de milliers d'étoiles.
En haut, le grand amas globulaire de Hercule (M 13), situé à 22 000 al et qui compte environ un million d'étoiles dans un volume de 150 al de diamètre. En bas l'amas M 22 (constellation du Sagittaire), plus proche (10 000 al) et plus petit (65 al).
Crédit : N. A. Sharp, REU program, National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.


Galaxies spirales

Les galaxies spirales doivent leur nom aux bras spiraux qui marquent très nettement leur structure. Ces bras sont riches en gaz et poussières et sont le siège de la formation d'étoiles nouvelles ; celles qui s'y trouvent sont jeunes. Le disque galactique (dans le plan duquel s'étendent les bras) comprend des étoiles plus âgées (ayant par exemple l'âge du Soleil) ainsi que des nuages de gaz et poussières. Le bulbe, qui est le renflement central, contient des étoiles d'âges variés. Enfin, le halo, de forme sphéroïdale, abrite des étoiles vieilles, des amas globulaires et de la matière non lumineuse, dont l'existence ne fait aucun doute, mais dont la nature est encore un sujet de controverse.

La grande galaxie des Chiens de Chasse (M 51)
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

La galaxie « Sombrero » (M 104)
Le fait que cette galaxie spirale se présente par la tranche permet de voir la concentration de poussières dans le plan de son disque.
Crédit : European Southern Observatory.

M 83
Crédit : European Southern Observatory.

ESO 0269-57
Crédit : European Southern Observatory.


Galaxies spirales barrées

Galaxie M 109
Outre les galaxies spirales normales, il existe des galaxies spirales barrées caractérisées par le fait que les bras spiraux s'étendent à partir des extrémités d'une « barre » qui traverse le bulbe galactique.
Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

Galaxie NGC 1530
Cette autre galaxie spirale barrée possède des bras qui s'enroulent nettement moins fort autour du centre.
Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.


Galaxies irrégulières

Le Grand Nuage de Magellan
Photographie dans le domaine visible du Grand Nuage de Magellan (distance 165 000 al). Les zones rosées sont de grands nuages d'hydrogène (l'élément le plus abondant de l'univers). La plus grande d'entre elles est la « Tarentule », près de laquelle est apparue la supernova SN 1987A.
Image reproduite avec l'aimable autorisation de D. Malin, AAO, http://www.aao.gov.au/images/index.html


Galaxies elliptiques

M 87
Les galaxies elliptiques ne présentent pas de structure apparente telle que des bras. Elles sont très pauvres en gaz interstellaire. On pense qu'elles résultent de l'interaction et de la fusion de deux galaxies spirales.
Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

M 84
Sur la photo de cette autre galaxie elliptique, on distingue, comme sur l'image de M 87, un grand nombre d'amas globulaires (qui apparaissent comme de petites taches floues).
Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

M 110
Cette galaxie est un petit satellite de la grande galaxie d'Andromède (spirale).
Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.

NGC 1316
Cette galaxie elliptique géante possède la particularité de présenter des traînées de poussières, visibles sur cette image.
Crédit : European Southern Observatory.


Galaxies en interaction

Collision de deux galaxies (NGC 6745)
Lors de la collision entre deux galaxies, leurs étoiles passent la plupart du temps les unes entre les autres, tellement elles sont petites par rapport aux distances qui les séparent. Par contre la situation est très différente pour les nuages de gaz et de poussières interstellaires, très vastes. Ils entrent véritablement en collision et les augmentations de pression qui en résultent peuvent déclencher la formation d'étoiles nouvelles par contraction gravitationnelle. Ces régions où viennent de se former les nouvelles étoiles ont une couleur bleutée, caractéristique d'étoiles massives jeunes.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Galaxies en interaction : les « Antennes » (NGC 4038 - NGC 4039)
Image HST
Image sol
Champs comparés
Côte à côte
Lors de la rencontre de deux galaxies, les effets de marée peuvent arracher des langues de matière. Les régions où la collision a déclenché la formation d'étoiles sont visibles en bleu (étoiles jeunes et chaudes).
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Simulation numérique de la collision entre la Voie lactée et la galaxie d'Andromède
On pense que notre galaxie et la galaxie d'Andromède se sont formées l'une près de l'autre peu après le big bang. L'expansion de l'univers les a d'abord écartées, mais leur attraction gravitationnelle les attire et elles sont actuellement en train de se rapprocher. On pense qu'elles entreront en collision d'ici 3 milliards d'années pour fusionner et donner lieu à une galaxie elliptique. L'animation est une simulation numérique de leur collision. Notre galaxie est celle du bas. Chaque galaxie est simulée par 50 millions de « particules ».
Animation reproduite avec l'aimable autorisation de J. Dubinski, SDSC Blue Horizon Simulations, University of Toronto, http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/tflops


Galaxies actives

La galaxie Centaurus A
Cette galaxie fait partie de la catégorie des galaxies à noyau actif. Elle est une source puissante d'ondes radioélectriques. Il est possible que l'on assiste ici à la collision et à la fusion d'une galaxie elliptique et d'une galaxie spirale.
Le noyau de Centaurus A est la plus petite radiosource extragalactique connue (10 jours de lumière). Des images X ou radio montrent qu'il éjecte un jet de particules à haute énergie. Il contient peut-être un trou noir supermassif (cent millions de fois la masse du Soleil).
Crédit : European Southern Observatory.

Jet de matière (M 87)
La première image montre la galaxie elliptique géante M 87 ; les nombreuses petites taches brillantes de son halo sont ses amas globulaires. Dans le cartouche, on voit la partie centrale de l'image, avec un gigantesque jet de matière.
Crédit : National Optical Astronomy Observatory / Association of Universities for Research in Astronomy / National Science Foundation.
La seconde image est un gros plan du coeur de la galaxie. On découvre qu'il est entouré d'un disque de matière dont la vitesse de rotation peut être déterminée par effet Doppler. On en déduit la valeur de la masse centrale par la 3e loi de Kepler. Il apparaît que la matière visible (les étoiles lumineuses) n'en représentent qu'une infime partie et l'on est amené à supposer l'existence d'un trou noir supermassif au centre de cette galaxie. Il serait la cause du jet de matière en accélérant puis en éjectant le gaz du disque qui l'entoure.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).


Groupes et amas de galaxies

HCG 87
Les trois plus grandes galaxies de ce groupe (une spirale en haut, une elliptique à droite et celle vue par la tranche en bas) sont réellement proches les unes des autres et s'influencent gravitationnellement. La petite galaxie au centre est peut-être un objet de l'arrière-plan.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Amas de galaxies
La structure de l'univers apparaît très hiérarchisée : si les étoiles sont groupées au sein de galaxies, celles-ci sont elles-mêmes groupées en amas de galaxies. Cet amas-ci (MS1054-03) se situe à huit milliards d'années de lumière.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Effet de lentille gravitationnelle (amas Abell 2218)
Ainsi que le prévoit la théorie de la relativité générale, la lumière peut être déviée par les corps massifs. Cet effet observé sur la lumière des étoiles par Eddington lors d'une éclipse totale de Soleil en 1919 a permis de conforter la théorie d'Einstein.
Sur cette image, le corps déflecteur n'est pas une simple étoile, mais un amas de galaxies. Son champ gravitationnel provoque une déviation de la lumière telle qu'il donne des galaxies plus lointaines des images déformées en arcs (des fragments d'anneaux) et intensifiées.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Effet de lentille gravitationnelle (amas 0024+1654)
Cet autre amas provoque également une déviation gravitationnelle de la lumière, mais dans ce cas les « images » des galaxies lointaines apparaissent bleuies.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).

Aux limites de l'univers observable : le Hubble Deep Field (HDF)
Format 1:2
Format 1:1
Aussi loin que l'on puisse observer, dans quelque direction que ce soit, le spectacle est toujours celui de galaxies en quantités innombrables. À très grande échelle, notre univers apparaît donc homogène et isotrope.
Les mesures des vitesses des galaxies font apparaître qu'il est aussi en expansion. On en déduit que dans un lointain passé, il devait se trouver dans un état extrêmement dense et chaud, à partir duquel l'expansion a commencé... c'est la théorie de l'atome primitif du Belge Georges Lemaître, devenue au fil des ans celle du big bang.
Lemaître est un pionnier dans le domaine de la cosmologie puisqu'il a, en effet, calculé le premier des solutions non stationnaires pour un univers en expansion accélérée sur la base des équations de la relativité générale. Einstein lui-même ne croyait pas à ces solutions, mais il semble que l'on recommence à considérer avec intérêt les solutions d'univers en expansion accélérée.
Crédit : Space Telescope Science Institute (STScI, NASA).


Vers la cosmologie...

La loi de Hubble
Dans les années 1920, Edwin Hubble avait remarqué que les spectres de toutes les galaxies présentent un décalage systématique vers le rouge, d'autant plus grand qu'elles sont plus éloignées de la nôtre. Ce décalage a d'abord été interprété comme la conséquence d'un mouvement général de récession (ou fuite) des galaxies, ainsi que le prévoit la théorie de l'effet Doppler. La vitesse de récession s'exprime par la loi de Hubble :

v = H0 · d
Dans cette expression, d est la distance de la galaxie, v sa vitesse de récession et H0 la constante de proportionnalité appelée constante de Hubble. Si les vitesses des galaxies sont habituellement exprimées avec une unité simple qui est le kilomètre par seconde, leurs distances, par contre, sont exprimées dans une unité propre aux astronomes : le mégaparsec (Mpc). Le mégaparsec équivaut à 3,26 millions d'années de lumière :
1 Mpc = 3,26 106 al = 3 260 000 al
Il s'ensuit que la constante de Hubble s'exprime avec une unité hybride très curieuse : le kilomètre par seconde et par mégaparsec (km·s-1·Mpc-1). La détermination de sa valeur repose sur la mesure des décalages vers le rouge pour des galaxies dont les distances sont connues. Or, ces dernières sont difficiles à déterminer avec exactitude. Très vite deux écoles ont pris des voies distinctes : des partisans de 100 km·s-1·Mpc-1 et des partisans de 50 km·s-1·Mpc-1. Depuis la fin des années 1990, un consensus semble se dégager pour des valeurs voisines de 70 km·s-1·Mpc-1.

Décalage vers le rouge et expansion
Le décalage vers le rouge (red shift en anglais) d'une source est défini par :

Dans cette formule,  représente la différence entre les longueurs d'onde observée et théorique et  cette longueur d'onde théorique (correspondant à une source au repos). Lorsque le décalage vers le rouge est faible (z << 1), on trouve la vitesse de la source par la formule approchée suivante (effet Doppler classique), où c est la célérité de la lumière dans le vide, soit environ 300 000 km/s :
v = z · c
Cependant, il faut savoir que l'on observe des galaxies qui présentent des décalages vers le rouge pouvant atteindre 5 ou 6. Dans de telles situations, il serait absurde d'appliquer la formule ci-dessus. Il faut alors employer la formule relativiste, exacte, mais beaucoup plus compliquée...

Actuellement, le décalage vers le rouge des galaxies (décalage cosmologique) n'est plus interprété en terme de vitesse de récession, mais en terme d'expansion de l'univers ; autrement dit, on considère que les galaxies sont fixes dans un espace-temps en expansion. Cette conception découle de la description de l'univers à la lumière de la théorie de la relativité générale.

La constatation que l'univers est en expansion amène naturellement à conclure que dans un passé lointain il a dû connaître une phase d'extrême concentration à partir de laquelle l'expansion a démarré. Comme celle-ci semble devoir être décélérée par la gravitation, on arrive à imaginer qu'elle a commencé de façon très rapide. Comme en outre la matière devait être très fortement comprimée, on imagine qu'elle devait être extrêmement chaude... Cette description correspond finalement à ce qui se passe lors d'une explosion, à la différence que l'explosion d'une charge de dynamite projette des débris dans l'espace, alors que, dans le cas de l'univers, c'est l'espace-temps lui-même qui explose. Fred Hoyle, un détracteur acharné de cette théorie aujourd'hui communément admise, lui avait ironiquement forgé le surnom de big bang qui lui est resté.

Le paradoxe d'Olbers : « Pourquoi la nuit est-elle noire ? »
Cette question est bien moins anodine qu'elle ne paraît. En effet, lorsque Olbers s'y intéresse en 1823, il est admis que l'univers est infini et uniformément peuplé d'étoiles (on ne parle pas encore de galaxies à cette époque). Or, bien que les étoiles lointaines paraissent plus faibles (l'éclat apparent diminue comme l'inverse du carré de la distance), elles sont par contre plus nombreuses (leur nombre dans une pellicule sphérique d'épaisseur fixée est proportionnel au carré du rayon de la sphère). Par conséquent, les deux effets se compensent. Olbers arrive ainsi à la conclusion que nous devrions recevoir un même flux lumineux de la part d'une quantité infinie de pellicules d'étoiles... la « nuit » devrait donc être infiniment brillante ! Or nous observons le contraire, d'où paradoxe. Ce paradoxe peut être levé notamment en admettant que l'univers est en expansion et qu'il a eu un début ; il n'est donc pas infini et le raisonnement mené ci-dessus ne peut plus être tenu. La si banale noirceur de la nuit constitue donc un argument de poids en faveur de la théorie du big bang.

Les SN Ia pour déterminer l'accélération de l'expansion
Les supernovae de type Ia (SN Ia) résultent vraisemblablement de la fusion de deux étoiles naines blanches membres d'un système binaire. Les supernovae de type Ia présentent toutes quasiment la même luminosité maximale. Celle-ci étant connue, l'observation d'une supernova de ce type permet de déterminer son éclat apparent au même moment et, par comparaison avec l'éclat intrinsèque, de déduire sa distance et donc la distance de sa galaxie hôte. La spectroscopie permet d'autre part de déterminer le décalage vers le rouge de cette galaxie.
Celui-ci étant attribué à l'expansion de l'univers (décalage vers le rouge cosmologique), il devient possible de retracer l'évolution de l'expansion dès que l'on dispose de mesures sur suffisamment de supernovae lointaines de ce type. En effet, plus on observe des galaxies éloignées, plus on les voit telles qu'elles étaient dans le passé, en raison du délai de propagation de la lumière (en analysant la lumière d'une source située à un milliard d'années de lumière, on obtient des informations sur son état il y a un milliard d'années). Une meilleure connaissance de l'expansion actuelle et passée permettra d'améliorer notre perception de l'univers et de son évolution.
Les résultats les plus récents semblent indiquer que l'univers subit une expansion qui accélère au fil du temps. Il posent donc la question de la « force » responsable de cette accélération (« constante cosmologique »).
Image reproduite avec l'aimable autorisation de Saul Perlmutter, Perlmutter et al., The Supernova Cosmology Project.


Retour à l'index


ÿ