conseil pour débuter

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Tu as du en passer du temps, bravo. cheers

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non pas tant de temps que ca vut que j'ai tout pris sur futura Very Happy

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définitions des nébuleuses:

Grâce aux progrès constants dans les moyens d'observation du ciel, les astronomes du XVIIIe siècle se rendirent compte qu'il existait de nombreux objets diffus, de nature non stellaire, qu'ils baptisèrent du nom de nébuleuses. A cette époque, l'astronome français Charles Messier établit une liste d'une centaine de ces objets. Il leur donna des noms bien connus, comme par exemple M31 pour la galaxie d'Andromède. Au XIXe siècle, William Herschel et son fils établirent une liste de plus de 5000 objets qui devint plus tard le fameux Nouveau Catalogue Général, dans lequel la même galaxie d'Andromède se nomme NGC 224.

Nous savons de nos jours que ces nébuleuses ne sont pas toutes des objets de même nature, mais peuvent être classées en différents groupes. On trouve ainsi de simples amas d'étoiles ou bien des nuages de gaz, mais aussi des objets extérieurs à la Galaxie. Ce sont ces derniers qui posèrent le plus de difficultés aux astronomes et qui nous intéressent ici. Le philosophe allemand Emmanuel Kant, qui fut l'un des premiers à réaliser la véritable nature de la Voie Lactée, avança en 1755 que ces nébuleuses étranges étaient d'énormes regroupements d'étoiles, de nature semblable à la Galaxie et situés bien au-delà des limites de celle-ci. Il les appela des univers-îles. Plus tard, en 1845, Lord Rosse commença l'étude de ces nébuleuses à l'aide d'un télescope de 1,60 mètres qui venait juste d'être achevé. Il fut alors en mesure d'observer dans certaines d'entre elles une structure spirale très nette et en déduisit que ces objets étaient des systèmes d'étoiles à part entière, distincts de la Voie Lactée.

Shapley contre Curtis

Au début du XXe siècle, la communauté astronomique était divisée en deux camps, pour ou contre l'hypothèse des univers-îles. En 1920 eut lieu un célèbre débat à Washington, où s'affrontèrent les champions des deux camps. D'un côté, on trouvait Harlow Shapley qui avançait que la Galaxie était énorme, d'un diamètre de 100 000 parsecs, ce qui l'incitait à penser que les nébuleuses spirales étaient des objets gazeux contenus dans notre Galaxie même. En effet, les mesures de distance de l'époque indiquaient que les Nuages de Magellan se trouvaient aux limites de la Galaxie et en faisaient donc encore partie. Nous savons aujourd'hui que leur distance est en fait le double du diamètre de la Galaxie, mais, étant donné les incertitudes des mesures de l'époque, le doute était permis.

Dans l'autre camp, le chef de file était Heber Curtis, qui ne croyait pas à la description de la Voie Lactée par Harlow Shapley et remettait en cause la méthode des céphéides. Il pensait que la Galaxie était relativement petite, d'environ 10 000 parsecs de diamètre et que les nébuleuses étaient d'autres galaxies situées loin de la nôtre. Il s'appuyait en particulier sur des observations de ce qui semblait être des supernovae dans ces galaxies. Ces observations montraient que les nébuleuses étaient effectivement formées d'étoiles, mais aussi qu'elles étaient très lointaines étant donné la faible luminosité apparente des explosions. Mais le débat de 1920 ne régla rien, aucun des participants n'étant en mesure d'apporter un argument vraiment déterminant.

Edwin Hubble

En 1917 fut inauguré le télescope de 2,50 mètres du mont Wilson en Californie. Avec cet instrument, Edwin Hubble se mit à étudier la nébuleuse d'Andromède et en particulier ses parties externes. Il se rendit alors compte que ses plaques photographiques faisaient apparaître des myriades d'étoiles très faibles là où ses prédécesseurs n'avaient vu que des taches diffuses. La nébuleuse était enfin résolue en ses constituants et révélait sa vraie nature. Hubble examina un grand nombre de plaques et constata que quelques dizaines de céphéides y étaient visibles, ce qui lui donnait la possibilité d'utiliser la méthode d'Harlow Shapley. Il mesura ainsi les périodes et les luminosités apparentes des céphéides, calcula les luminosités intrinsèques grâce aux périodes, puis, utilisant les luminosités apparentes, il détermina la distance à ces étoiles. Il calcula ainsi en 1923 que la galaxie d'Andromède se situait à environ 300 000 parsecs de nous, clairement au-delà des limites de la Galaxie. Nous savons aujourd'hui, que la valeur réelle est de 700 000 parsecs, la différence étant due au fait qu'il existe deux types de céphéides dont les propriétés sont légèrement différentes. Le résultat de Hubble était néanmoins correct qualitativement. Il prouvait que les nébuleuses étaient bien des ensembles d'étoiles à part, d'autres galaxies semblables à la Voie Lactée. Une fois de plus, l'univers nous déniait toute place centrale et nous nous retrouvions sur l'une des planètes d'une étoile anonyme dans un endroit quelconque d'une galaxie comme les autres.

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les différentes galaxies sont:

près avoir établi de façon certaine la nature externe des galaxies, les astronomes se mirent à étudier les propriétés de celles-ci. Ils se rendirent rapidement compte que les galaxies présentaient quatre différents types de morphologie. Suivant leur aspect, les galaxies furent ainsi qualifiées d'elliptique, de spirale, de lenticulaire ou d'irrégulière. Passons donc en revue les principales caractéristiques de ces quatre types.

Les galaxies elliptiques

Les galaxies elliptiques présentent une forme ovale, sans structure interne et de brillance à peu près uniforme. Elles peuvent être plus ou moins allongées, leur forme allant de celle d'une sphère à celle d'une dragée. Les galaxies elliptiques sont animées d'une grande agitation interne. Les étoiles vont et viennent dans tous les sens de façon désordonnée, ce qui explique que la galaxie peut exister. En effet, si les étoiles n'étaient pas en mouvement, elles finiraient par tomber vers le centre de la galaxie et celle-ci s'effondrerait sous sa propre gravité. Mais du fait de leur mouvement, les étoiles sont soumises à une force centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre.
Messier 49
La galaxie elliptique Messier 49 dans l'amas de la Vierge, photographiée par le télescope KPNO. Crédit : NOAO/AURA/NSF

Les galaxies elliptiques sont principalement composées d'étoiles vieilles et rouges et sont plus ou moins dépourvues d'astres jeunes et massifs. De plus, elles ne contiennent qu'une très faible quantité de gaz et de poussières et le milieu interstellaire est donc pratiquement inexistant. Ces deux faits sont liés puisque le gaz est l'ingrédient nécessaire à la formation d'étoiles. S'il est absent, aucune étoile nouvelle ne peut se former, d'où l'absence d'astres jeunes. Toutes les étoiles présentes se sont formées à des époques reculées, lorsque le gaz interstellaire était encore disponible. Ce sont nécessairement des astres à durée de vie très longue, donc peu massifs et rouges.

Les galaxies spirales

Les galaxies spirales sont plus complexes. Elles sont essentiellement constituées de deux éléments, un noyau sphérique entouré d'un disque de matière dans lequel apparaît la structure spirale. Il y a là aussi diverses variations, depuis un noyau énorme entouré de petits bras spiraux jusqu'à un noyau minuscule avec des bras très longs. Cette classe de galaxies se subdivise encore en deux groupes : les spirales normales, dans lesquelles les bras se développent directement à partir du noyau, et les spirales barrées qui présentent une grande barre centrale dont les extrémités sont le point de départ des bras. Pour les galaxies spirales, ce n'est pas l'agitation interne qui empêche l'effondrement gravitationnel, mais la rotation de la galaxie. Chaque étoile tourne en rond autour du noyau et c'est ce mouvement orbital qui donne naissance à une force centrifuge. La rotation globale de la galaxie est également responsable de l'aplatissement de l'ensemble et de la formation du disque.
NGC 1232
La galaxie spirale NGC 1232, située à 100 millions d'années-lumière et d'un diamètre d'environ 200 000 années-lumière (constellation Eridan). Crédit : ESO/VLT

Contrairement aux galaxies elliptiques, les spirales possèdent des étoiles de tous les âges et de toutes les masses, ainsi qu'une grande quantité de gaz et de poussières. Là aussi les deux faits sont liés puisqu'un milieu interstellaire riche signifie qu'il y a encore suffisamment de matière pour former de nombreuses étoiles, d'où la présence d'astres jeunes et massifs. Cela n'est cependant pas vrai pour l'ensemble de la galaxie car, en fait, seuls les bras spiraux sont riches en matière interstellaire et en étoiles massives lumineuses. Pour cette raison, les bras apparaissent plus brillants et se détachent du reste pour donner à la galaxie son aspect spiral caractéristique.

Les galaxies lenticulaires

Entre spirales et elliptiques existe un cas intermédiaire, celui des galaxies lenticulaires. Comme les spirales, celles-ci possèdent un noyau volumineux et un disque, mais, comme les elliptiques, elles sont démunies de bras spiraux et possèdent un milieu interstellaire relativement pauvre.

Les galaxies irrégulières

Il existe enfin une dernière catégorie, celle des galaxies irrégulières, qui contient toutes les galaxies qui n'entrent pas dans les trois groupes précédents. Ces galaxies présentent un aspect la plupart du temps difforme et sont très riches en gaz et en poussières. Elles peuvent être classées en deux groupes. D'abord les galaxies ayant un aspect irrégulier mais dont la distribution de matière est en fait très régulière, c'est par exemple le cas de Nuages de Magellan. Celles-ci sont aujourd'hui considérées comme des spirales qui n'ont pas réussi à achever leur formation. Le deuxième type est celui des galaxies véritablement irrégulières, autant du point de vue visuel que de celui de la répartition de matière. Cette irrégularité peut avoir diverses origines comme une forte activité dans le noyau ou bien une collision passée avec une autre galaxie.

les bras spyraux:

De tous les types, les galaxies spirales sont probablement les plus magnifiques. L'origine de la structure spirale reste encore de nos jours un grand sujet d'étude. La première tentative d'explication consistait à dire que la forme spirale était due à la rotation différentielle de la galaxie. Ainsi, les parties internes tournaient plus vite que les parties externes, et la structure spirale apparaissait tout naturellement avec le temps. Malheureusement pour cette hypothèse, les bras auraient fini par s'enrouler sur eux-mêmes tout en s'étirant. De cette façon, ils auraient rempli toute la galaxie en un temps de l'ordre du milliard d'années, ce qui est incompatible avec les observations actuelles.
Messier 83
La galaxie spirale barrée Messier 83, située à 15 millions d'années-lumière (constellation de l'Hydre). Crédit : ESO/VLT

Depuis, d'autres théories ont fait leur apparition. La première est celle des ondes de densité, développée par Bertil Lindblad. Nous savons qu'une onde sonore correspond à des variations périodiques de la pression d'un gaz. De façon similaire, les ondes de densité consistent en des variations de la densité de matière. Dans cette vision des choses, les bras spiraux ne sont pas liés à des étoiles données, ce sont simplement des régions où la matière est temporairement concentrée. Ainsi, les bras peuvent se déplacer en bloc, indépendamment de la matière, ce qui explique que leur forme ne change pas avec le temps. Comme la densité de matière est élevée dans les bras, le gaz s'y trouve comprimé, ce qui provoque l'effondrement de nuages moléculaires et la formation d'étoiles massives et brillantes. Au contraire, entre les bras, se trouvent des régions de faible densité, sans étoiles massives, qui sont donc beaucoup moins visibles. Cette théorie explique l'existence de bras spiraux, mais elle présente deux difficultés. D'abord, elle n'explique pas le phénomène qui donne naissance aux ondes de densité, ensuite, elle n'explique pas comment les ondes de densité sont entretenues alors qu'elles devraient avoir tendance à se dissiper au bout de quelques millions d'années.

Une deuxième théorie est celle de l'autopropagation de la formation d'étoiles. Les étoiles massives achèvent leur existence par de formidables explosions qui peuvent déclencher l'effondrement de nuages moléculaires et donc la formation de nouvelles étoiles massives. Si les premières étoiles sont alignées le long d'un bras spiral, les nuages moléculaires qui s'effondrent et les nouvelles étoiles formées le sont également. Plus tard, ces dernières exploseront à leur tour et donneront naissance à une nouvelle série, toujours dans le même bras. De cette façon, la forme du bras spiral se conserve de génération en génération d'étoiles. Évidemment, cela n'explique pas l'origine première de la forme spirale, mais il ne s'agit pas d'un problème trop sérieux. En effet, les premières étoiles peuvent très bien apparaître lors de collisions aléatoires entre nuages moléculaires et la forme spirale naître par suite de la rotation différentielle de la galaxie.

Laquelle des deux théories est la bonne ? Il semble en fait que les deux mécanismes existent et qu'ils donnent lieu à des types différents de spirales. Les ondes de densité sont probablement en jeu dans les galaxies possédant des bras spiraux fins, nets et clairement définis. C'est en particulier le cas dans les spirales qui possèdent une barre centrale capable d'entretenir le phénomène ou dans celles qui ont subi des interactions gravitationnelles avec d'autres galaxies. L'autopropagation de la formation d'étoiles serait quant à elle plutôt en cause dans les galaxies qui présentent des bras spiraux incomplets, épais ou mal définis.

il y a les galaxies naines et geante:

La classification générale des galaxies d'après leur aspect est connue sous le nom de classification de Hubble. Une autre classification des galaxies peut se faire d'après leur masse. Les astronomes ont pensé très longtemps que l'éventail de masses galactiques était assez restreint car toutes les galaxies observées semblaient être de masses similaires. Par exemple, notre Galaxie comptait 200 milliards de masses solaires, la galaxie d'Andromède 300 milliards, alors que les spirales plus petites ou bien les galaxies irrégulières en avaient 10 milliards.

En fait, la gamme des masses galactiques est bien plus large que cela mais il était difficile de s'en rendre compte. En effet, jusqu'à récemment, nos télescopes étaient dans l'impossibilité de détecter les plus petites galaxies, même proches, car elles étaient trop peu lumineuses. Il leur était également impossible d'observer les plus grandes galaxies car celles-ci sont très éloignées et leur luminosité est en conséquence très faible.

Avec l'amélioration des moyens d'observation, les astronomes ont finalement mis à jour de nouvelles galaxies qui avaient jusque là échappé à toute détection, révélant ainsi un éventail de masses bien plus grand. Nous savons maintenant qu'il existe des objets très peu massifs, les galaxies elliptiques naines, ne comptant qu'un million de masses solaires, ainsi que de véritables monstres, les galaxies elliptiques géantes, qui peuvent atteindre 10 000 milliards de masses solaires.
Galaxie naine
Un exemple de galaxie naine, découverte en 1985 dans la constellation de la machine pneumatique (Antlia). Cette galaxie, observée ici par le VLT, est de forme sphéroïdale plutôt qu'elliptique, elle appartient au Groupe Local et contient environ un million d'étoiles vieilles. Crédit : ESO/VLT

Les galaxies elliptiques naines

Avec un million de masses solaires, les galaxies elliptiques naines sont à peine plus massives que des amas globulaires. Elles sont constituées d'un faible nombre d'étoiles, ce qui les rend pratiquement transparentes et donc très difficiles à détecter. Certaines ne sont même pas visibles sur les plaques photographiques et n'apparaissent qu'indirectement, par des mesures de fluctuations de la densité d'étoiles dans le ciel. Ce problème de détection a une conséquence importante : nous ne sommes capables de discerner les galaxies naines que dans notre voisinage immédiat. Nous ne connaissons donc leur propriété que localement. Ceci pose évidemment un problème lorsqu'il s'agit d'évaluer certains facteurs comme l'abondance des galaxies naines dans l'univers et leur contribution à la masse de celui-ci. Néanmoins, du fait de leur très faible masse, il faudrait véritablement des quantités gigantesques de galaxies naines, ce qui ne parait guère possible, pour que celles-ci aient un effet appréciable sur la masse de l'univers.

Les galaxies elliptiques géantes

A l'autre bout de l'éventail des masses, on trouve les galaxies elliptiques géantes qui peuvent atteindre 10 000 milliards de masses solaires et sont donc extrêmement lumineuses. Ces galaxies sont très rares et ne se trouvent qu'au centre de certains amas de galaxies. Elles sont alors entourées d'une multitude de congénères de masse plus raisonnable. Ces autres galaxies, à chaque passage près du centre de l'amas, perdent un peu matière et alimentent la géante, lui faisant finalement atteindre une masse incroyable.

L'éventail de masse des galaxies elliptiques s'étale donc entre un million et 10 000 milliards de masses solaires. Pour les autres types par contre, la gamme est plus restreinte. Les observations montrent que les spirales restent confinées à un domaine très étroit, entre 1 milliard et 500 milliards de masses solaires. Les irrégulières sont moins massives en moyenne et se distribuent entre 100 millions, pour les galaxies irrégulières naines, et 50 milliards de masses solaires.

voila pour les galaxies bonne lecture!

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parlont de récession des galaxies:

En 1912, l'astronome américain Vesto Slipher commença à l'observatoire Lowell une étude du spectre des galaxies les plus brillantes. Ceci n'était pas une mince affaire car même les galaxies les plus lumineuses ont une luminosité totale très faible et le fait de décomposer la lumière en ses différentes longueurs d'onde n'arrangeait rien. Il fallait ainsi plusieurs nuits d'observation à l'époque pour obtenir le spectre d'une seule galaxie. En analysant ses résultats, Vesto Slipher constata que les quelques raies présentes dans les spectres se trouvaient déplacées par rapport à leur position théorique, ce qu'il interpréta comme un effet de la vitesse des galaxies. En effet les raies spectrales d'un objet changent légèrement de longueur d'onde lorsque le corps est en mouvement. D'après le décalage, Slipher pouvait donc déterminer la vitesse relative de ces galaxies par rapport à la nôtre. Il trouva ainsi par exemple que la galaxie d'Andromède se rapprochait de nous à une vitesse de l'ordre de 300 kilomètres par seconde.

Mais son résultat final était plus étonnant : il obtenait 11 décalages vers le rouge et quatre vers le bleu, soit beaucoup plus de galaxies s'éloignant de nous que de galaxies se rapprochant de nous. Ce résultat était très étrange. En effet, si les mouvements des galaxies se faisaient de façon aléatoire et sans direction privilégiée, il y aurait dû y avoir autant de décalages vers le bleu que vers le rouge. Les observations de Slipher avaient donc une signification profonde et devaient nous apprendre quelque chose de fondamental sur la dynamique de l'Univers. La révélation n'eut cependant pas lieu à ce moment car l'échantillon de galaxies n'était pas suffisamment grand pour être vraiment significatif.

En 1917 s'acheva la construction du télescope de 2,50 mètres du mont Wilson. Ceci permit à un autre américain, Milton Humason, de se mettre au travail sur le même sujet avec plus d'efficacité et une vitesse accrue. En effet, le pouvoir collecteur, c'est-à-dire la quantité de lumière collectée par un instrument, augmente avec la surface de l'ouverture du télescope, si bien que l'on obtient beaucoup plus rapidement un bon spectre avec un grand télescope qu'avec un petit.

A la même époque, Edwin Hubble, dans le même observatoire, continuait ses travaux sur les distances aux galaxies proches en utilisant la relation entre période et luminosité des céphéides. C'est en comparant ses résultats sur les distances et ceux de Milton Humason sur les vitesses, qu'il fit la découverte qui allait révolutionner l'astronomie. Il constata qu'en ne tenant pas compte des galaxies les plus proches, qui se déplaçaient de manière plus ou moins aléatoire, il apparaissait que toutes les galaxies s'éloignaient de nous. De plus, ceci se faisait en suivant une règle très précise : la vitesse de récession d'une galaxie était proportionnelle à sa distance à la Voie Lactée. Ainsi, une galaxie deux fois plus éloignée qu'une autre, s'éloignait deux fois plus vite, une propriété maintenant connue sous le nom de loi de Hubble.

l'expansion de l'univers:

La découverte de Hubble fut l'un des grands moments de l'histoire de l'astronomie. La loi de proportionnalité entre distance et vitesse prouvait que la récession des galaxies ne correspondait pas à un mouvement par rapport à un espace statique, mais au contraire à une expansion de l'Univers lui-même. Le décalage vers le rouge était lié à la dilatation de l'espace, pas à un déplacement véritable des galaxies.
Edwin Hubble
Edwin Powell Hubble : Marshfield, 1889 - San Marino, 1953

Pour mieux le visualiser, nous pouvons faire appel à une analogie à une dimension : un simple élastique. Pour représenter les galaxies, marquons quatre points équidistants A, B, C et D. L'expansion de l'Univers se simule alors simplement en étirant l'élastique. Les points s'éloignent les uns des autres sans pour autant se déplacer par rapport à l'élastique. De la même façon, les galaxies ne se déplacent pas par rapport à l'espace, mais sont entraînées par le mouvement d'expansion de l'Univers. Pour visualiser la loi de Hubble, plaçons nous maintenant au point A et observons le mouvement apparent des autres points. Ceux-ci ne s'éloignent pas tous à la même vitesse : C a l'air de fuir deux fois plus vite que B et D trois fois plus vite que B. La vitesse de récession est donc proportionnelle à la distance et nous retrouvons bien la loi de Hubble.

Une conclusion erronée que l'on risque de tirer sur l'expansion est l'existence d'un centre. En effet, il semble à première vue que toutes les galaxies s'éloignent de nous, ce qui peut laisser supposer que la Voie Lactée est un lieu privilégié, une sorte de centre de l'Univers. Cette conclusion est totalement fausse. Revenons à notre élastique et tirons de nouveau dessus. Plaçons-nous cette fois-ci au point B : A et C semblent s'éloigner dans des directions opposées, à la même vitesse, alors que D s'éloigne au double de cette vitesse. Ainsi, B a l'impression d'être au centre de l'expansion. Plaçons-nous alors au point C : les points B et D fuient dans des directions opposées à la même vitesse, et A au double de celle-ci. La situation est donc exactement la même, quelle que soit notre position. L'explication est simple : en fait, il n'y a pas de centre. Le fait que l'un des points voie tous les autres s'éloigner ne signifie pas qu'il se trouve au centre de l'expansion. De même, l'expansion de l'Univers ne possède pas de centre. La Voie Lactée n'est pas un lieu privilégié et toutes les galaxies occupent des positions équivalentes.

un univers non éternel:

Un Univers non éternel

Comme Edwin Hubble l'a découvert au début du siècle dernier, les galaxies s'éloignent les unes des autres et l'Univers est en expansion. Imaginons qu'il soit possible d'inverser le cours des choses et de remonter dans le temps. Au lieu de s'éloigner, les galaxies se rapprocheraient les unes des autres et l'Univers semblerait être en contraction. La distance moyenne entre les galaxies diminuerait fortement et, si nous pouvions remonter loin dans le temps, il arriverait un moment où toutes les galaxies se confondraient.

Cette description est évidemment un peu naïve car elle suppose que les galaxies et leur environnement ne sont pas affectés par la contraction, mais elle met en évidence le fait qu'il n'est pas possible de remonter de façon arbitraire dans le passé sans heurter une limite. L'Univers dans lequel nous vivons n'a pas toujours existé. Cet instant où toutes les galaxies se confondent correspond à la naissance de l'Univers, communément qualifiée de Big Bang. Contrairement à ce que les plus grands physiciens, de Newton à Einstein, pensaient, l'Univers n'est pas invariable dans le temps et n'a pas toujours existé. Au contraire, il possède une histoire que l'on pourrait qualifier de relativement courte, puisqu'elle ne dure que depuis environ 13,7 milliards d'années.

Le paradoxe d'Olbers expliqué

Le fait que l'Univers ait un âge fini apporte un éclairage nouveau sur un problème relativement ancien d'abord posée par Kepler et repris en termes plus précis par Heinrich Olbers en 1826. Ce problème est connu sous le nom de paradoxe d'Olbers et s'énonce ainsi : pourquoi le ciel est-il noir la nuit ? A première vue, la réponse à cette question est évidente, mais c'est en analysant le problème plus en détail qu'apparaît le paradoxe.

Imaginez que vous vous trouviez au centre d'une forêt, entouré d'une multitude d'arbres. Entre les troncs relativement proches, vous pouvez apercevoir des arbres plus éloignés. Entre les interstices laissés par ces derniers, vous pouvez distinguer quelques arbres encore plus lointains, et ainsi de suite. Mais vous ne pouvez guère continuer très longtemps. Quelle que soit sa direction, votre regard finit toujours par rencontrer un arbre et vous ne pourrez donc observer ni les limites de la forêt, ni ce qu'il y a au-delà.

Jusqu'au début du XXe siècle, les astronomes considéraient que la situation était équivalente si l'on considérait les étoiles dans l'Univers. A cette époque, l'Univers était considéré comme statique, éternel, homogène et infini. Avec ces propriétés, les étoiles de l'Univers devaient se comporter comme les arbres de la forêt. Notre regard, peu importe sa direction, finissait toujours par aboutir à une étoile. Tous les points de la voûte céleste devaient donc briller et, par conséquent, le ciel nocturne aurait dû présenter une forte luminosité plus ou moins uniforme. Ceci n'était évidemment pas le cas, d'où le paradoxe.

Olbers proposa l'explication suivante au paradoxe en 1826 : le ciel nocturne était noir parce que la matière interstellaire absorbait le rayonnement des étoiles et affaiblissait donc la lumière des corps les plus lointains. Malheureusement, comme le stipule la thermodynamique, l'énergie doit toujours se conserver. Ainsi, le rayonnement absorbé par le milieu interstellaire devait être réémis sous une forme ou une autre et l'explication d'Olbers ne tenait pas. Une autre explication consista à dire que les étoiles n'étaient pas réparties uniformément puisqu'elles se regroupaient dans des galaxies. Mais cette solution n'était pas non plus satisfaisante car le raisonnement menant au paradoxe pouvait très bien s'appliquer aux galaxies elles-mêmes.

C'est en fait dans l'âge fini de l'Univers qu'il faut chercher la solution au paradoxe d'Olbers. En effet, comme l'Univers n'est âgé que d'environ 13,7 milliards d'années, la lumière n'a pu parcourir depuis sa naissance qu'une distance finie, à peu près 13,7 milliards d'années-lumière, et il nous est impossible d'observer des objets plus éloignés que cette valeur maximale. L'explication du paradoxe devient alors très simple : les galaxies qui sont au-delà de 13,7 milliards d'années-lumière nous sont inaccessibles et ne contribuent à la brillance du ciel. Il reste donc des directions de la voûte étoilée dans lesquelles notre regard ne rencontre absolument rien. Le raisonnement d'Olbers ne tient plus et le paradoxe est levé : le ciel est noir pendant la nuit car il reste un grand nombre d'intervalles sombres dans la distribution des galaxies.

Remarquons encore qu'une deuxième explication vient se greffer à la précédente. Du fait de l'expansion de l'Univers, le rayonnement provenant des galaxies lointaines est affaibli par le décalage vers le rouge. Cela signifie que plus une galaxie est éloignée, plus sa contribution à l'éclat du ciel est faible. Ainsi, même en très grand nombre, les galaxies lointaines sont incapables d'augmenter de façon significative la luminosité du ciel nocturne.

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les galaxies particulières:

Il existe de nombreuses galaxies dont le comportement sort de l'ordinaire. Ces galaxies se distinguent par la présence en leur centre d'une région minuscule, appelée le noyau, dans laquelle une énorme quantité d'énergie est produite par des processus non nucléaires. Ces entités ont été baptisées galaxies à noyau actif ou simplement galaxies actives, et elles peuvent être classées en quatre catégories principales : les galaxies de Seyfert, les radiogalaxies, les blazars et les quasars. Nous allons passer en revue ces quatre types puis voir comment les astrophysiciens ont réussi à les comprendre à l'aide d'un modèle unique faisant appel à un trou noir supermassif.
Messier 87
La galaxie elliptique géante Messier 87, située à 50 millions d'années-lumière, possède en son sein un noyau actif. La galaxie elle-même contient surtout de vieilles étoiles relativement froides et semble donc rouge. En bleu apparaît un jet très énergétique d'électrons et autres particules. Ce jet est issu du noyau et émet surtout dans le bleu et l'ultraviolet. Crédit : NASA/STScI

Les galaxies de Seyfert

Dès le début de l'étude des galaxies, des objets qui possédaient des formes inhabituelles furent découverts. En 1943 par exemple, Carl Seyfert présenta un catalogue de galaxies qui avaient l'apparence de spirales normales, mais qui possédaient en leur centre une région extrêmement brillante dont l'éclat pouvait dominer celui de la galaxie tout entière. Depuis cette époque, plusieurs centaines de galaxies de ce type ont été découvertes.

Les images de ces galaxies montrent déjà que la luminosité centrale provient d'une région relativement petite, mais l'analyse des variations d'éclat va plus loin et prouve que le noyau doit en fait être minuscule. En effet, l'une des caractéristiques de ces galaxies est la grande variabilité de l'éclat de leur partie centrale. Cet éclat varie sur des périodes de l'ordre de plusieurs mois, ce qui nous apporte une information très importante sur la taille de la source. En effet, pour que les variations soit clairement visibles, il faut qu'elles affectent l'objet dans son ensemble. Il doit donc y avoir échange d'information entre les différents points du noyau. En conséquence, puisque toute communication se fait au mieux à la vitesse de la lumière, la taille de l'objet ne peut pas être supérieure à la distance parcourue par la lumière en quelques mois. On estime ainsi la taille du noyau à une fraction d'année-lumière, ce qui est minuscule par rapport à la taille d'une galaxie.

L'un des indices sur la structure des galaxies de Seyfert qui a servi dans l'élaboration d'un modèle général est l'existence de deux catégories différentes, qui se distinguent par la luminosité du noyau actif et l'aspect du spectre de la galaxie. Ainsi, les galaxies de Seyfert de type 1 présentent un noyau très lumineux et leur spectre contient à la fois des raies larges et fines, alors que les galaxies de Seyfert de type 2 ont une luminosité centrale moins marquée et uniquement des raies fines dans le spectre. Nous verrons plus loin que la distinction est directement liée à la structure centrale de ces galaxies.

Les radiogalaxies

Les radiogalaxies constituent une deuxième catégorie de galaxies actives, un peu différente car dans ce cas le noyau central n'est pas spécialement visible. Ces galaxies, toujours elliptiques et souvent au centre d'un amas, se caractérisent par un rayonnement énorme dans le domaine radio, 10 000 fois supérieur à celui d'une galaxie normale. L'analyse de l'émission radio a montré qu'il s'agissait d'un rayonnement synchrotron, produit par des électrons extrêmement énergétiques se déplaçant dans un champ magnétique puissant. Les radioastronomes ont montré que ce rayonnement provient de deux régions gigantesques, appelées les lobes radio, situées de part et d'autre du plan galactique et qui donnent ainsi une structure double à la source. Ces lobes sont en général 10 fois plus grands que la galaxie elle-même et peuvent parfois atteindre plusieurs mégaparsecs. Ils apparaissent toujours reliés au noyau de la galaxie par des filaments ou des jets de matière. Ces jets, perpendiculaires au plan galactique, sont liés aux électrons qui sont éjectés du noyau et donnent naissance aux lobes radio.

Les blazars

La troisième catégorie de galaxies actives est celle des blazars ou objets BL Lacertae. Ces objets apparaissent ponctuels, très brillants et fortement variables, leur luminosité pouvant varier d'un facteur 100 sur des temps très courts, de l'ordre de quelques semaines. Une étude détaillée des blazars dans le domaine radio a montré que ces objets étranges sont probablement un cas particulier de radiogalaxies. Leur aspect particulier provient simplement du fait que la Terre se trouve juste dans l'axe des jets et des lobes radio. Cette explication est confirmée par l'observation de jets qui semble se déplacer plus vite que la lumière, une sorte d'illusion d'optique d'origine relativiste, qui ne peut se produire que si les mouvements de matière se produisent le long de notre ligne de visée. Le lien entre blazars et radiogalaxies a été confirmé par des observations à haute résolution qui ont montré que les blazars se trouvent au centre de galaxies elliptiques comme les radiogalaxies.

Les quasars

Vers le début des années 1960, les astronomes qui s'intéressaient aux corps célestes émettant des ondes radio découvrirent des sources très puissantes dont les propriétés allaient se révéler très étranges. En cherchant une contrepartie visible à ces sources radio, ils s'aperçurent que ces objets apparaissaient ponctuels, ce qui suggérait qu'il puisse simplement s'agir d'étoiles. Cependant les étoiles n'émettent pas en général d'ondes radio et ces objets devaient donc être de nature différente. En attendant de pouvoir comprendre leur nature, les astronomes baptisèrent ces objets du nom de quasar, contraction de quasi-stellar ou quasi-stellaire.

Une surprise encore plus grande attendait les astrophysiciens qui effectuèrent les premières analyses spectrales de ces objets. En effet, leur spectre contenait des raies d'émission très nettes qui ne correspondaient à aucun élément chimique connu et qui faisaient encore plus douter d'une possible nature stellaire.
Quelques quasars
Un échantillon de quasars vivant dans des environnements très différents, certains dans des galaxies isolées, certains dans des galaxies en collision. Crédit : NASA/STScI

L'explication de ce mystère fut apportée en 1963, par le Hollandais Maarten Schmidt qui comprit l'origine ce ces raies en étudiant le quasar 3C273. Pour lui, les quasars étaient des objets extrêmement lointains dont le spectre était par conséquent fortement décalé vers le rouge. Les raies brillantes étaient les raies de l'hydrogène, habituellement dans l'ultraviolet, mais dans ce cas simplement décalées vers la partie visible du spectre électromagnétique.

Les quasars étaient donc les objets les plus lointains et les plus jeunes jamais observés. Les premiers quasars identifiés présentaient un décalage relatif vers le rouge de l'ordre de 0,1 mais avec le temps on en découvrit de plus en plus éloignés. Le record actuel est détenu par un quasar ayant un décalage vers le rouge de 5,8 qui se trouve à environ 13 milliards d'années-lumière. Le nombre de quasars identifiés s'élève de nos jours à plus de 20 000.

Caractéristiques

Si les quasars, malgré leur éloignement, apparaissent comme des émetteurs puissants, cela ne peut signifier qu'une chose : leur luminosité intrinsèque doit être extraordinaire. En connaissant l'éclat apparent et la distance, déduite du décalage vers le rouge, il est facile de calculer leur luminosité intrinsèque. Il apparaît alors qu'un quasar typique produit une quantité monstrueuse d'énergie et brille autant qu'un millier de galaxies ordinaires.

Une deuxième caractéristique des quasars est leur extraordinaire variabilité. En effet, leur luminosité peut varier nettement en des temps aussi courts qu'un jour, voire quelques heures. Tout comme pour les galaxies de Seyfert, cette variabilité nous renseigne sur la taille de la région centrale d'où provient le rayonnement. Pour les quasars, cette région doit être encore plus minuscule, à peine quelques dizaines de fois la taille du système solaire.

Dans notre quête de la compréhension des galaxies actives, citons encore deux autres propriétés. D'abord le fait qu'il existe deux types de quasars qui se distinguent par leur comportement dans le domaine radio. Ainsi, 90 pour cent des quasars n'émettent aucun rayonnement dans ce domaine, comme les galaxies de Seyfert, alors que les 10 pour cent restant sont de puissants émetteurs radio, comme les radiogalaxies. La deuxième propriété est la nature non thermique du rayonnement : la lumière d'un quasar ne suit pas la loi de Planck pour les corps noirs, ce qui est un indice supplémentaire pour éliminer le rayonnement stellaire comme possible source d'énergie.

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Le modèle unifié des galaxies actives

Avec la découverte des galaxies actives et des quasars, un défi était posé aux astrophysiciens. Il leur fallait, pour comprendre les différents types de galaxies actives, imaginer une source d'énergie capable de fournir la puissance d'un millier de galaxies tout en étant localisée dans un espace à peine plus grand que le système solaire.

Les trous noirs supermassifs

Deux idées furent avancées mais rapidement rejetées : les collisions entre galaxies, qui n'auraient pas produit suffisamment d'énergie, et les explosions en chaîne de supernovae, qui auraient dû se produire en quantités inimaginables. Ce fut finalement le Britannique Donald Lynden-Bell qui proposa en 1968 l'idée à la base de l'explication moderne. D'après lui, la source d'énergie des galaxies actives devait être un trou noir supermassif, une version plus massive des trous noirs résultant de la mort d'une étoile. Au lieu d'avoir à peine quelques masses solaires, les trous noirs supermassifs contiennent entre un million et un milliard de masses solaires et ont une taille de quelques unités astronomiques.

Comme il n'existe pas d'étoile de telle masse, ces trous noirs ne peuvent pas directement être le fruit d'un effondrement stellaire. En fait, le mécanisme de formation n'est pas clair. Il pourrait s'agir d'une étoile massive qui s'effondre et donne naissance à un trou noir qui grandit peu à peu en se nourrissant d'autres étoiles ou bien d'un énorme nuage de gaz qui s'écroule sous sa propre gravité. Mais quelle que soit l'origine de ces objets, leur existence est en tout cas tout à fait possible. La relativité générale est claire sur ce point : si vous arrivez à concentrer un milliard de masses solaires dans une région de la taille du système solaire, la situation est similaire à celle des résidus d'étoiles massives, l'espace et le temps seront extrêmement déformés et même la lumière ne pourra plus s'échapper.

Le scénario précédent est d'autant plus réaliste que la densité de matière requise est faible. En effet, le paramètre critique pour la formation d'un trou noir n'est pas la densité, c'est-à-dire la quantité de matière dans un volume donné, mais plutôt la compacité, le rapport de la masse à la taille de l'objet. Ainsi, un trou noir résidu d'étoile nécessite des densités énormes, alors qu'un trou noir supermassif peut se former dans une région peu dense. Il suffit en fait d'une densité inférieure à l'eau, ce qui n'est pas difficile à réaliser en regroupant suffisamment d'étoiles dans un espace restreint.
Centre d'une galaxie active
Vue d'artiste du centre d'une galaxie active. Le trou noir central est entouré d'un disque de gaz chaud et d'une énorme ceinture de gaz et de poussières plus froids. On aperçoit également deux jets de particules énergétiques. Crédit : CXC/M.Weiss

La matière environnante

Évidemment, par définition, la luminosité du noyau actif ne provient pas du trou noir supermassif lui-même. C'est l'action de ce dernier sur la matière environnante qui en est à l'origine. En effet, dans le modèle unifié des galaxies actives, le trou noir est entouré d'un disque d'accrétion dont la taille est de l'ordre de la centaine d'unités astronomiques. Des phénomènes visqueux ont pour conséquence la chute progressive de la matière du disque dans le trou noir. Dans ce processus, le gaz transforme son énergie gravitationnelle en énergie thermique, ce qui entraîne une forte augmentation de la température du disque. Pour cette raison, ce dernier va se mettre à produire un rayonnement thermique continu très puissant, en particulier dans l'ultraviolet et les rayons X. Le processus est similaire dans le principe à l'effondrement d'un nuage moléculaire qui s'échauffe en se contractant. Cette façon de produire de l'énergie est bien plus efficace que les réactions nucléaires qui alimentent les étoiles, c'est la raison pour laquelle les noyaux actifs peuvent briller comme plusieurs galaxies.

Le disque d'accrétion est entouré par une région dans laquelle se trouvent de nombreux nuages de gaz. Ce sont ces derniers qui sont responsables de certaines des raies d'émission qui apparaissent dans le spectre des galaxies actives. Ces nuages sont en orbite autour du centre et tournent très rapidement. Les raies sont soumises par effet Doppler à un décalage qui dépend de la vitesse. Lorsque l'on analyse la lumière de l'ensemble des nuages, le spectre global est la superposition de nombreuses raies fines, décalées les unes par rapport aux autres, ce qui se traduit par un élargissement des raies présentes dans le spectre global. Ce sont ces raies larges que l'on observe dans les galaxies de Seyfert de type 1.

Entourant la zone des nuages rapides, mais localisée dans le plan défini par le disque d'accrétion, se trouve une très épaisse ceinture de gaz et de poussières, avec un diamètre estimé à environ 10 000 unités astronomiques, soit quelques dixièmes de parsec. Cette ceinture est opaque à la lumière visible ou ultraviolette. Elle empêche le rayonnement du disque d'accrétion et celui des nuages rapides de se propager dans le plan du système. C'est cette ceinture opaque qui, en bloquant la lumière dans certaines directions, est à l'origine des différentes classes de galaxies actives.

Les régions qui se trouvent dans des directions perpendiculaires au plan du disque ne sont pas affectées par la ceinture. Elles sont peuplées de nuages de gaz qui orbitent autour du trou noir à une distance de l'ordre de la centaine de parsecs. Ces nuages sont éloignés donc relativement lents. L'effet Doppler est faible et leurs raies d'émission restent très fines. Enfin, dans ces mêmes régions, apparaissent les jets de matière. Il s'agit de particules très énergétiques provenant de régions proches du trou noir, qui s'échappent le long de l'axe de rotation du système. Elles donnent alors naissance à des jets très fins qui peuvent atteindre des longueurs extraordinaires, parfois jusqu'à un mégaparsec. Ces particules hautement énergétiques sont à l'origine du rayonnement synchrotron radio de certaines galaxies actives.

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Conséquences du modèle unifié

Voilà pour la structure du noyau des galaxies actives dans le modèle unifié. Comment celle-ci explique-t-elle les différents types observés ? Il s'agit simplement d'une conséquence de la présence d'une ceinture opaque autour du trou noir supermassif et de la position de la Terre par rapport à cette ceinture.

Lorsqu'un observateur terrestre se trouve dans le plan de la ceinture de gaz et de poussières, il ne peut pas voir le rayonnement des parties centrales. Le noyau est donc invisible et seuls apparaissent les jets de particules énergétiques et l'émission synchrotron associée : l'observateur voit une radiogalaxie. Au contraire, si l'observateur se trouve dans la direction de l'axe de rotation, il voit une source quasi-ponctuelle et des jets de matière parallèles à la ligne de visée : c'est un blazar.

Dans la situation intermédiaire, l'observateur aperçoit à la fois la partie centrale et les jets. Il s'agit alors d'un quasar ou d'une galaxie de Seyfert. La différence entre ces deux types est une question de puissance. Les galaxies de Seyfert sont probablement des versions modérées des quasars, avec une production d'énergie 100 fois plus faible.
Modèle unifié des galaxies actives
Le modèle unifié des galaxies actives : le type d'objet observé dépend de notre angle d'observation.

Le modèle unifié explique également la distinction entre les deux types de galaxies de Seyfert. Pour le type 1, la Terre se trouve près de la direction perpendiculaire au plan du système, ce qui nous permet de voir directement le noyau et tous les nuages qui l'entourent. Pour le type 2, la Terre se trouve près du plan et nous ne pouvons observer que les nuages lents à l'extérieur de la ceinture. La différence dans l'éclat du noyau vient donc simplement du fait que celui-ci est soit visible, soit caché.

Quant à l'aspect du spectre, il est également facile à comprendre. Pour les galaxies de type 1, nous voyons tous les nuages, rapides ou lents, donc à la fois des raies fines et larges. Par contre, pour celles de type 2, nous ne pouvons observer que les nuages externes, ceux qui tournent lentement et dont les raies sont plus fines.

L'un des points qui reste encore à éclaircir est la raison pour laquelle certaines galaxies actives émettent dans le domaine radio alors que d'autres y sont muettes. Quel est le processus qui empêche parfois les électrons d'émettre un rayonnement synchrotron ? Les observations ont montré que l'émission radio est liée au type de galaxie. Les sources radio se trouvent dans des galaxies elliptiques alors que les autres vivent dans des spirales, mais la nature physique du lien est loin d'être clair. De plus, l'influence d'autres facteurs, comme les propriétés du trou noir central ou de possibles interactions avec d'autres galaxies, restent encore largement à déterminer.

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Les preuves observationnelles

Les observations de sources de rayons X ont fait passer les trous noirs provenant de l'effondrement d'étoiles du domaine théorique à celui de la réalité. Qu'en est-il des trous noirs supermassifs ? Existe-t-il des preuves observationnelles de leur existence ? Évidemment, comme pour les résidus d'étoiles, une preuve irréfutable est impossible à obtenir du fait de la nature même des trous noirs. Une fois de plus, les astronomes essayent alors d'obtenir une preuve indirecte, en cherchant à détecter l'effet du trou noir supermassif sur son environnement.

Les premières tentatives fructueuses en ce sens furent accomplies au début des années 1990. Des images des régions centrales de certaines galaxies, en particulier celle d'Andromède, montrèrent que le nombre d'étoiles augmentait fortement lorsque l'on se rapprochait du centre. Ceci pouvait s'interpréter comme le résultat de la présence d'un corps extrêmement compact, dont la gravité attirait et concentrait les étoiles. Ces observations constituaient un premier pas dans la bonne direction, mais leur précision n'était pas suffisante pour les rendre totalement convaincantes.

Confirmation des trous noirs supermassifs

La véritable percée eut lieu en 1994 grâce au télescope spatial Hubble. Celui-ci s'intéressa à M87, une galaxie elliptique géante située à une quinzaine de mégaparsecs et connue depuis longtemps pour posséder un noyau actif et des jets lumineux. Grâce à sa haute résolution angulaire, c'est à dire sa capacité à voir des détails très fins, le télescope spatial fut en mesure d'observer le disque de gaz entourant le trou noir central. En s'appuyant sur l'analyse spectrale et sur l'effet Doppler, il réussit également à mettre en évidence la rotation du disque. Les observations de Hubble montrèrent ainsi que la vitesse de rotation du disque augmentait régulièrement lorsque l'on se rapprochait du centre, et atteignait une valeur de 550 kilomètres par seconde à 20 parsecs de celui-ci.

A partir de résultat, il fut possible de déterminer la masse du corps central. En effet, plus la vitesse du disque est rapide, plus la gravité et la masse de l'objet central doivent être fortes pour être en mesure de contrecarrer l'effet de la force centrifuge. L'application de cette méthode montra que l'objet central devait avoir environ 2,4 milliards de masses solaires. En même temps, les observations montraient que cette masse énorme devait être concentrée dans un espace extrêmement réduit, probablement de taille comparable à celle du système solaire. Il était de plus clair que le nombre d'étoiles observées dans la région était bien trop faible pour être à l'origine de cette masse. Il y avait donc au centre de M87 un objet très petit, extrêmement massif et non stellaire. Il s'agissait exactement des propriétés que l'on pouvait attendre d'un trou noir supermassif. Ces observations constituaient donc un argument très fort en faveur de l'existence de ces objets. Bien sûr, elles ne constituaient pas une véritable preuve, puisque l'objet central n'était pas observable, mais, comme le notèrent les astronomes qui firent ces observations, l'hypothèse du trou noir était la plus conservatrice et toute autre interprétation devait faire appel à un corps encore plus étrange.

La deuxième confirmation vint la même année, cette fois-ci grâce à des observations dans le domaine radio. L'objet étudié était NGC4258, une galaxie spirale située à environ sept mégaparsecs, également connue pour présenter des jets de matière. Cette galaxie fut observée à l'aide du VLBA, un réseau de 10 antennes radios réparties sur le territoire des États-Unis et travaillant simultanément pour donner des images à très haute résolution. La cible du VLBA était là encore le disque de matière en rotation autour de l'objet central. Par contre, les observations se concentraient sur le rayonnement maser du disque, l'équivalent du laser dans les ondes radio. Les observations mirent en évidence que la vitesse de rotation augmentait également lorsque l'on se rapprochait du centre et pouvait atteindre une valeur de 1000 kilomètres par seconde. Avec ces valeurs, la masse de l'objet central était estimée à 40 millions de fois celle du Soleil et sa densité devait être 10 000 fois supérieure à celle d'un amas d'étoiles normal. L'interprétation la plus raisonnable était encore la présence d'un trou noir supermassif au centre de NGC4258.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

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Les galaxies en interaction

Les galaxies à noyau actif ne sont pas les seules à se distinguer. Certaines galaxies ont des propriétés particulières du fait de leurs interactions avec des congénères. Comme nous le verrons plus loin, la plupart des galaxies ne sont pas isolées dans l'espace, mais font partie d'amas de galaxies. Dans ces conditions, l'attraction gravitationnelle aidant, la rencontre entre deux galaxies est un phénomène relativement courant. Ainsi, par exemple, les deux galaxies les plus proches de la Voie Lactée, les Nuages de Magellan, sont en train de tomber sur elle et devraient être absorbées d'ici quelques milliards d'années. De même, la galaxie d'Andromède devrait finir par entrer en collision avec la nôtre dans moins de dix milliards d'années.
NGC 2207 et IC 2163
Collision entre les deux galaxies spirales NGC 2207 (à gauche) et IC 2163 (à droite). Cette dernière est déjà très déformée par la rencontre et perd rapidement des étoiles et du gaz. Crédit : NASA/STScI

Contrairement à ce que l'on pourrait imaginer, la collision de deux galaxies ne donne pas lieu à une grande catastrophe cosmique. La probabilité de rencontre entre deux étoiles est tellement faible que les galaxies passent simplement l'une à travers l'autre. Mais, s'il n'y a pas d'effet majeur sur les étoiles, il y en a un sur la forme globale des galaxies. L'interaction gravitationnelle donne lieu à d'intenses forces de marée qui déforment les galaxies et altèrent complètement leur morphologie. Ainsi, par exemple, les simulations numériques de telles rencontres montrent que le résultat peut être la création de bras spiraux dans l'une ou l'autre des galaxies. Dans certains cas, lorsque la rencontre se fait à une vitesse relativement lente, les deux galaxies perdent leur individualité et n'en forment plus qu'une. On parle alors de fusion plutôt que de collision.

Flambées de formation d'étoiles

Un phénomène associé aux interactions de galaxies est celui des flambées de formation d'étoiles (starburst en anglais). Le satellite IRAS détecta en 1983 de nombreux sources caractérisées par une très forte luminosité dans l'infrarouge, chacune avec une puissance totale semblable à celle d'un quasar. Les images de ces objets montrèrent qu'il s'agissait de galaxies spirales en interaction. L'émission infrarouge était localisée au centre de ces galaxies, mais dans une région d'une taille de 1000 parsecs, bien plus grande que pour les galaxies à noyau actif.

Une étude plus poussée de ces galaxies a permis de mieux comprendre les phénomènes en jeu. Les régions centrales de ces galaxies sont en fait le lieu d'une intense et rapide formation d'étoiles. Celles-ci ne sont pas visibles, car encore enveloppées dans leurs nuages moléculaires, mais la poussière de ces nuages absorbe le rayonnement ultraviolet des étoiles jeunes et le réémet sous forme infrarouge, d'où le rayonnement observé par IRAS. La masse de gaz transformée en étoiles et la rapidité de la formation sont bien plus grandes que dans une galaxie comme la nôtre. A ce rythme, les flambées de formation d'étoiles ne peuvent durer que quelques dizaines de millions d'années, ce qui est très court par rapport à l'âge des galaxies.

Bien qu'il soit en gros compris, le phénomène des flambées de formation d'étoiles pose encore de nombreux problèmes, en particulier quant à sa cause. L'hypothèse la plus probable est que lors d'une interaction entre galaxies les forces de marée conduisent à l'accumulation de grandes quantités de gaz dans les régions centrales d'une des galaxies et déclenchent l'effondrement gravitationnel qui conduit aux étoiles. Un autre problème important est celui du lien possible entre flambée de formation d'étoiles et présence d'un noyau actif.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

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Groupes et amas de galaxies

Un aspect très important de l'astronome extragalactique est l'étude de la répartition des galaxies dans l'univers. Dès les premières observations de nébuleuses, les astronomes se rendirent compte que la distribution des galaxies n'était pas du tout homogène. Au contraire, celles-ci ont une forte tendance à se regrouper pour former des ensembles dont la population et la taille sont très variables. On classe ces regroupements en deux catégories : on parle de groupe lorsque l'ensemble comporte moins d'une centaine de membres et d'amas au-dessus de ce seuil, par exemple pour les ensembles les plus gigantesques qui peuvent contenir plus de 10 000 galaxies.

La Voie Lactée est elle-même membre d'un groupe d'une trentaine de galaxies que l'on appelle le Groupe Local et dont la taille atteint le million de parsecs. Ce groupe est dominé par deux galaxies spirales massives, celle d'Andromède et la nôtre, distantes d'environ 690 000 parsecs. La plupart des autres galaxies du Groupe Local se concentrent plus ou moins autour des deux premières, ce qui donne à l'ensemble une structure dipolaire. Près de la Voie Lactée, on trouve en particulier les Nuages de Magellan, deux galaxies irrégulières respectivement à 50 000 et 60 000 parsecs. Du côté d'Andromède, apparaît une troisième spirale, celle du Triangle, à 720 000 parsecs de nous. En plus des cinq galaxies précédemment citées, on trouve plus d'une vingtaine de galaxies moins massives, donc moins faciles à observer, en particulier une grande proportion de galaxies elliptiques naines et quelques irrégulières.

Les amas de galaxies

En s'éloignant du Groupe Local, on rencontre d'autres regroupements de galaxies comme le nôtre, mais aussi des ensembles beaucoup plus peuplés, les amas de galaxies, qui peuvent compter des milliers de membres. Le plus proche du Groupe Local est l'amas de la Vierge. Il est situé à une vingtaine de mégaparsecs, contient plus de 2000 galaxies visibles depuis la Terre, de tous les types possibles, et possède un diamètre de l'ordre de deux mégaparsecs. La forme globale de l'ensemble n'étant pas bien définie, on le qualifie d'amas irrégulier.
Abell 1689
L'amas de galaxies Abell 1689. Crédit : NASA/ESA

Certains amas présentent une distribution mieux définie, par exemple sphérique, et l'on parle alors d'amas régulier. Le plus proche de la Voie Lactée est l'amas de Coma, situé à une centaine de mégaparsecs. Il contient plus de 1000 membres visibles, presque uniquement des galaxies elliptiques ou lenticulaires, et possède un diamètre d'environ cinq mégaparsecs. Notons que le nombre de galaxies indiqué précédemment ne concernent que les galaxies observables depuis la Terre. Ces amas contiennent, comme le Groupe Local, des petites galaxies irrégulières ou elliptiques naines, qui sont trop peu lumineuses pour être observées. Elles existent néanmoins et portent la population de ces amas à plusieurs milliers de membres, voire plus de 10 000.

Un autre point commun de ces amas est la présence en leur centre de galaxies elliptiques géantes, trois pour la Vierge, deux pour Coma. Ces galaxies sont le fruit de ce que l'on appelle le cannibalisme galactique. En effet, autour de ces géantes gravite une nuée de galaxies plus normales. Lorsque l'une d'elles s'approche trop près de la galaxie centrale, elle ne peut pas échapper à l'attraction gravitationnelle et se fait avaler par la géante. Ainsi, avec le temps, les galaxies centrales accumulent de plus en plus de matière et finissent par atteindre des tailles gigantesques.
Abell 2218
Une vue de l'amas de galaxies Abell 2218. Les traînées en forme d'arcs sont des illusions optiques créées par le champ gravitationnel de l'amas qui dévie la lumière de galaxies encore plus lointaines que celles de l'amas. Crédit : NASA/STScI

Une partie de notre connaissance des amas de galaxies vient des observations dans les rayons X. Celles-ci ont mis en évidence la présence de grandes quantités de gaz à des températures de l'ordre de 100 millions de kelvins. Dans les amas irréguliers, ce gaz est nettement associé aux galaxies, alors que dans les amas réguliers, il emplit tout l'amas. Ceci montre que les amas réguliers ont été le siège de nombreuses interactions entre galaxies, qui ont peu à peu dispersé le gaz de façon homogène. Dans tous les cas, l'émission de rayons X s'accompagne d'une perte d'énergie pour le gaz, qui se traduit par une chute de celui-ci vers le centre de l'amas et la naissance de ce que l'on appelle des courants gazeux chauds. Cet afflux de gaz donne alors naissance à des nuages d'hydrogène, provoque la formation d'étoiles peu massives, et contribue de façon significative à la masse des galaxies géantes centrales.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

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Superamas et structure à grande échelle

Les galaxies ont tendance à vivre en communauté plutôt qu'isolées. Mais que se passe-t-il au niveau supérieur, comment les groupes et les amas se répartissent-ils ?

Les superamas

Là aussi, les observations ont montré que la distribution est loin d'être uniforme. Groupes et amas de galaxies ont tendance à se regrouper pour former ce que l'on appelle des superamas, des ensembles gigantesques atteignant en moyenne une taille de 50 mégaparsecs et contenant plusieurs dizaines de groupes et d'amas. Le Groupe Local est ainsi membre du Superamas Local, dont le centre se situe au niveau de l'amas de la Vierge. On peut encore citer d'autres exemples comme le superamas de l'Hydre-Centaure ou le superamas de Shapley, qui se trouve à 200 mégaparsecs de nous.

C'est à l'échelle du superamas que l'expansion de l'Univers commence à se faire sentir. En effet, un ensemble de corps liés mutuellement par la force de gravité n'est pas en expansion si l'attraction mutuelle entre les constituants est suffisamment grande pour résister. C'est le cas de la Galaxie, du Groupe Local ou des autres amas. Par contre, la force gravitationnelle qui lie les amas entre eux n'est pas suffisamment puissante et l'expansion va donc se faire sentir. Ainsi, l'amas de la Vierge s'éloigne du Groupe Local à 1250 kilomètres par seconde et l'amas de Coma à 6700 kilomètres par seconde. Par conséquent, les amas s'éloignent lentement les uns des autres et la taille des superamas augmente avec le temps.
2dF Galaxy Redshift Survey
Une vue de la structure à grande échelle obtenue en 2001. Cette image montre 58606 galaxies dans une tranche de l'Univers de 4 degrés d'épaisseur. Les données proviennent du projet de cartographie 2dF Galaxy Redshift Survey conduit depuis l'observatoire anglo-australien en Australie. On peut clairement voir les concentrations de galaxies en amas et superamas, les filaments qui relient ces superamas ainsi que les grands vides très peu peuplés en forme de bulles. Crédit : 2dF Galaxy Redshift Survey

La structure à grande échelle

Les premiers résultats sur l'organisation de la matière en superamas furent obtenus en étudiant simplement la répartition des amas dans le ciel. Ceci n'était pas complètement satisfaisant car des effets de projection pouvait intervenir et fausser les résultats. En effet, deux amas même très séparées pouvaient sembler proches l'un de l'autre, vus depuis la Terre, s'ils se trouvaient dans la même direction. Pour connaître la répartition réelle des amas dans l'espace, il fallait obtenir une information de plus, la distance à ces amas. Avec cette information, il devenait possible de déterminer si deux amas proches dans le ciel l'étaient réellement dans l'espace ou s'il s'agissait d'un simple effet de projection.

La méthode employée pour déterminer la distance à ces objets très lointains repose sur la loi de Hubble. Il faut d'abord procéder à une analyse spectrale de la lumière du corps, déterminer son décalage vers le rouge et en déduire la vitesse de récession. Ensuite, à partir de la loi de Hubble, il faut utiliser cette vitesse pour calculer la distance de l'objet. Cela est très simple en théorie. En pratique, cependant, les choses sont plus compliquées car les galaxies lointaines ne nous envoient que très peu de lumière. Un spectre de bonne qualité et utilisable est en conséquence long et difficile à obtenir. Il s'agit d'ailleurs là du problème majeur de l'astronomie extragalactique, un obstacle très difficile à contourner.

Néanmoins, grâce aux progrès dans les techniques d'observations, les premiers résultats arrivèrent dans les années 1980 et révélèrent alors la répartition des galaxies à des échelles supérieures à la centaine de mégaparsecs, ce que l'on appelle la structure à grande échelle. Les astronomes découvrirent alors que même à cette échelle, la distribution de matière était très inhomogène. Il existe d'énormes vides dans la répartition des superamas, des bulles gigantesques d'une dimension de l'ordre de 100 mégaparsecs, totalement dépourvues de galaxies. Les astrophysiciens considèrent de nos jours que ces vides représentent plus de 90 pour cent du volume de l'univers. C'est à la frontière entre ces vides que se trouvent les superamas de galaxies. Les observations ont montré que ces derniers se regroupent pour former des structures en forme de filaments qui dessinent les contours des bulles.

Les observations ont également mis en évidence l'existence d'une gigantesque structure plane, appelée le Grand Mur, située à une centaine de mégaparsecs du Groupe Local. Cette structure est immense, avec une surface de 80 par 230 mégaparsecs, et très fine, puisque son épaisseur n'est que de 10 mégaparsecs. A la fin des années 1980, les astronomes découvrirent également que le Superamas Local n'était pas immobile, mais se déplaçait dans la direction de la constellation du Centaure. Ce mouvement est dû à l'extraordinaire attraction gravitationnelle d'un nouvel ensemble, qualifié de Grand Attracteur, qui possède la masse de plusieurs dizaines de milliers de galaxies et une taille de l'ordre de la centaine de mégaparsecs.

Toutes ces découvertes récentes montrent que la structure à grande échelle est bien plus complexe qu'on ne l'imaginait jusqu'alors. L'origine de cette inhomogénéité et la formation des structures associées font partie des grands problèmes de l'astrophysique contemporaine. Pour les résoudre et affiner notre connaissance de la structure à grande échelle, de nombreux projets d'observation sont en cours, qui prennent en compte des galaxies de plus en plus nombreuses et de plus en plus lointaines.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

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voila toutes les informations sur les galaxies en esperant que cela vous aidera à mieux comprendre celle-ci.

ces texte on était copier collé est l'auteur est: OLIVIER ESSLINGER.

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