26.2 : Types de galaxies

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrire les propriétés et les caractéristiques des galaxies elliptiques, spirales et irrégulières
• Expliquer ce qui peut modifier l'apparence d'une galaxie au fil du temps

Après avoir établi l'existence d'autres galaxies, Hubble et d'autres ont commencé à les observer de plus près, en notant leurs formes, leur contenu et toutes les autres propriétés qu'ils pouvaient mesurer. C'était une tâche ardue dans les années 1920, alors que l'obtention d'une seule photographie ou d'un seul spectre d'une galaxie pouvait nécessiter une nuit complète d'observation infatigable. Aujourd'hui, des télescopes plus grands et des détecteurs électroniques ont rendu cette tâche moins difficile, même si l'observation des galaxies les plus éloignées (celles qui nous montrent l'univers dans ses premières phases) demande encore d'énormes efforts.

La première étape pour essayer de comprendre un nouveau type d'objet consiste souvent simplement à le décrire. N'oubliez pas que la première étape pour comprendre les spectres stellaires consistait simplement à les trier en fonction de leur apparence (voir Analyse de la lumière des étoiles). Il s'avère que les galaxies les plus grandes et les plus lumineuses se présentent sous deux formes de base : soit elles sont plus plates et possèdent des bras spiraux, comme la nôtre, soit elles semblent elliptiques (en forme de dirigeable ou de cigare). De nombreuses galaxies plus petites, en revanche, ont une forme irrégulière.

Galaxies spir

Notre propre galaxie et la galaxie d'Andromède sont de grandes galaxies spirales typiques (voir la figure\(26.1.1\) dans la section 26.1). Ils se composent d'un renflement central, d'un halo, d'un disque et de bras spiraux. La matière interstellaire est généralement répartie sur les disques des galaxies spirales. Des nébuleuses à émission brillante et de jeunes étoiles chaudes sont présentes, en particulier dans les bras spiraux, ce qui indique que de nouvelles étoiles se forment toujours. Les disques sont souvent poussiéreux, ce qui est particulièrement visible dans les systèmes que nous voyons presque de bord (Figure\(\PageIndex{1}\)).

Figure Galaxies\(\PageIndex{1}\) spirales. (a) Les bras spiraux du M100, illustrés ici, sont plus bleus que le reste de la galaxie, indiquant de jeunes étoiles de masse élevée et des régions qui forment des étoiles. (b) Nous observons cette galaxie spirale, NGC 4565, presque exactement à la limite, et sous cet angle, nous pouvons voir la poussière dans le plan de la galaxie ; elle paraît sombre parce qu'elle absorbe la lumière des étoiles de la galaxie.

Dans les galaxies que nous voyons de face, les étoiles brillantes et les nébuleuses d'émission font ressortir les bras des spirales comme ceux d'un moulinet le 4 juillet. Des amas d'étoiles ouverts peuvent être vus dans les bras des spirales les plus proches, et les amas globulaires sont souvent visibles dans leurs halos. Les galaxies spirales contiennent un mélange d'étoiles jeunes et anciennes, tout comme la Voie lactée. Toutes les spirales tournent et la direction de leur rotation est telle que les bras semblent traîner un peu comme le sillage d'un bateau.

Environ les deux tiers des galaxies spirales voisines sont dotées de barres d'étoiles carrées ou en forme de cacahuète passant par leur centre (Figure\(\PageIndex{2}\)). Faisant preuve d'une grande originalité, les astronomes appellent ces galaxies des spirales barrées.

Figure Galaxie spirale\(\PageIndex{2}\) barrée. La NGC 1300, illustrée ici, est une galaxie spirale barrée. Notez que les bras en spirale commencent aux extrémités de la barre.

Comme nous l'avons noté dans le chapitre La Voie lactée, notre galaxie possède également une barre modeste (voir Figure\(25.2.1\) dans la section 25.2). Les bras en spirale partent généralement des extrémités de la barre. Le fait que les barres soient si communes suggère qu'elles ont une longue durée de vie ; il se peut que la plupart des galaxies spirales forment une barre à un moment donné de leur évolution.

Dans les galaxies spirales barrées et non barrées, nous observons une gamme de formes différentes. À une extrémité, le renflement central est large et lumineux, les bras sont faibles et étroitement enroulés, et les nébuleuses d'émission brillantes et les étoiles supergéantes sont discrètes. Hubble, qui a développé un système de classification des galaxies par forme, a donné à ces galaxies la désignation Sa. Les galaxies situées à cet extrême peuvent ne pas avoir de structure de bras spiralé claire, ce qui leur donne l'apparence d'une lentille (elles sont parfois appelées galaxies lenticulaires). Ces galaxies semblent partager autant de propriétés avec les galaxies elliptiques qu'avec les galaxies spirales.

À l'autre extrémité, le renflement central est petit et les bras sont légèrement enroulés. Dans ces galaxies Sc, les étoiles lumineuses et les nébuleuses d'émission sont très importantes. Notre galaxie et la galaxie d'Andromède sont toutes deux intermédiaires entre les deux extrêmes. Des photographies de galaxies spirales, illustrant les différents types, sont présentées sur la figure\(\PageIndex{3}\), ainsi que des galaxies elliptiques à des fins de comparaison.

Figure Classification des galaxies par\(\PageIndex{3}\) Hubble. Cette figure montre la classification originale des galaxies d'Edwin Hubble. Les galaxies elliptiques se trouvent sur la gauche. Sur la droite, vous pouvez voir les formes de base des spirales illustrées, ainsi que des images de spirales barrées et non barrées réelles.

Les parties lumineuses des galaxies spirales semblent avoir un diamètre compris entre environ 20 000 et plus de 100 000 années-lumière. Des études récentes ont montré qu'il existe probablement une grande quantité de matière galactique qui s'étend bien au-delà du bord apparent des galaxies. Ce matériau semble être un gaz mince et froid difficile à détecter dans la plupart des observations.

Sur la base des données d'observation disponibles, les masses des parties visibles des galaxies spirales sont estimées entre 1 milliard et 1 billion de soleils (\(10^9\)à\(10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\)). La luminosité totale de la plupart des spirales se situe entre 100 millions et 100 milliards de fois la luminosité de notre Soleil (\(10^8\)à\(10^{11}\)\(L_{\text{Sun}}\)). Notre Galaxy et notre M31 sont relativement grands et massifs, tout comme les spirales. Il existe également une quantité considérable de matière noire à l'intérieur et autour des galaxies, tout comme dans la Voie lactée ; nous déduisons sa présence de la rapidité avec laquelle les étoiles des parties extérieures de la Galaxie se déplacent sur leurs orbites.

Galaxies elliptiques

Les galaxies elliptiques sont presque entièrement constituées d'étoiles anciennes et ont des formes sphériques ou ellipsoïdes (sphères légèrement écrasées) (Figure\(\PageIndex{4}\)). Ils ne contiennent aucune trace de bras en spirale. Leur lumière est dominée par des étoiles rougeâtres plus anciennes (les étoiles de la population II dont il est question dans La Voie lactée). Dans les grands elliptiques voisins, de nombreux amas globulaires peuvent être identifiés. Les nébuleuses à poussière et à émission ne sont pas visibles dans les galaxies elliptiques, mais nombre d'entre elles contiennent une petite quantité de matière interstellaire.

Figure Galaxies\(\PageIndex{4}\) elliptiques. (a) L'ESO 325-G004 est une galaxie elliptique géante. D'autres galaxies elliptiques sont visibles sur les bords de cette image. (b) Cette galaxie elliptique est probablement issue de la collision de deux galaxies spirales.

Les galaxies elliptiques présentent divers degrés d'aplatissement, allant de systèmes approximativement sphériques à ceux qui se rapprochent de la planéité des spirales. Les rares appareils elliptiques géants (par exemple, l'ESO 325-G004 sur la figure\(\PageIndex{4}\)) atteignent des luminosités de\(10^{11}\)\(L_{\text{Sun}}\). La masse d'un elliptique géant peut être aussi grande que\(10^{13}\)\(M_{\text{Sun}}\). Les diamètres de ces grandes galaxies s'étendent sur plusieurs centaines de milliers d'années-lumière et sont considérablement plus grands que ceux des plus grandes spirales. Bien que les étoiles tournent autour du centre d'une galaxie elliptique, les orbites ne sont pas toutes dans la même direction, comme c'est le cas dans les spirales. Par conséquent, les appareils elliptiques ne semblent pas tourner de manière systématique, ce qui rend difficile l'estimation de la quantité de matière noire qu'ils contiennent.

Nous découvrons que les galaxies elliptiques vont des géantes, que nous venons de décrire, aux naines, qui sont peut-être le type de galaxie le plus courant. Les elliptiques nains (parfois appelés sphéroïdes nains) ont longtemps échappé à notre attention car ils sont très faibles et difficiles à voir. Un exemple d'elliptique naine est la galaxie sphéroïdale naine Leo I illustrée sur la figure\(\PageIndex{5}\). La luminosité de cette naine typique est à peu près égale à celle des amas globulaires les plus brillants.

Entre les galaxies elliptiques géantes et naines se trouvent des systèmes tels que M32 et M110, les deux compagnons de la galaxie d'Andromède. Bien qu'elles soient souvent appelées elliptiques naines, ces galaxies sont nettement plus grandes que des galaxies telles que Leo I.

Figure Galaxie elliptique\(\PageIndex{5}\) naine. M32, une galaxie elliptique naine et l'une des compagnes de la galaxie géante d'Andromède M31. Le M32 est un nain selon les normes galactiques, puisqu'il ne mesure que 2 400 années-lumière de diamètre.

Galaxies irrégulière

Hubble a classé les galaxies qui n'ont pas les formes régulières associées aux catégories que nous venons de décrire dans la poubelle fourre-tout d'une galaxie irrégulière, et nous continuons à utiliser son terme. En général, les galaxies irrégulières ont des masses et des luminosités inférieures à celles des galaxies spirales. Les galaxies irrégulières semblent souvent désorganisées, et nombre d'entre elles sont soumises à une activité de formation d'étoiles relativement intense. Ils contiennent à la fois des étoiles de la population I jeune et de l'ancienne population II.

Les deux galaxies irrégulières les plus connues sont le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan (Figure\(\PageIndex{6}\)), qui se trouvent à une distance d'un peu plus de 160 000 années-lumière et font partie de nos plus proches voisins extragalactiques. Leurs noms reflètent le fait que Ferdinand Magellan et son équipage, faisant le tour du monde, ont été les premiers voyageurs européens à les remarquer. Bien qu'ils ne soient pas visibles depuis les États-Unis et l'Europe, ces deux systèmes sont visibles depuis l'hémisphère sud, où ils ressemblent à des nuages vaporeux dans le ciel nocturne. Comme elles ne sont qu'à un dixième de la distance de la galaxie d'Andromède, elles constituent une excellente occasion pour les astronomes d'étudier les nébuleuses, les amas d'étoiles, les étoiles variables et d'autres objets clés dans le cadre d'une autre galaxie. Par exemple, le Grand Nuage de Magellan contient le complexe des 30 Dorades (également connu sous le nom de nébuleuse de la Tarentule), l'un des groupes d'étoiles supergéantes les plus grands et les plus lumineux connus de toutes les galaxies.

Figure Télescope de\(\PageIndex{6}\) 4 mètres de l'observatoire interaméricain de Cerro Tololo, silhouetté dans le ciel austral. La Voie lactée est visible à droite du dôme, et les grands et petits nuages de Magellan sont visibles à gauche.

Le petit nuage de Magellan est considérablement moins massif que le Grand Nuage de Magellan, et il est six fois plus long que large. Cette étroite bande de matière pointe directement vers notre Galaxie comme une flèche. Le Petit Nuage de Magellan a très probablement pris sa forme actuelle à la suite d'interactions gravitationnelles avec la Voie lactée. Une grande traînée de débris provenant de cette interaction entre la Voie lactée et le petit nuage de Magellan a été éparpillée dans le ciel et est considérée comme une série de nuages de gaz se déplaçant à une vitesse anormalement élevée, connus sous le nom de ruisseau de Magellan. Nous verrons que ce type d'interaction entre galaxies permettra d'expliquer les formes irrégulières de toute cette catégorie de petites galaxies.

Regardez ce magnifique album présentant les différents types de galaxies photographiées par le télescope spatial Hubble.

Évolution des galaxies

Encouragés par le succès du diagramme H-R pour les étoiles (voir Analyse de la lumière des étoiles), les astronomes qui étudient les galaxies espéraient trouver une sorte de schéma comparable, dans lequel les différences d'apparence pourraient être liées aux différents stades évolutifs de la vie des galaxies. Ne serait-il pas agréable que chaque galaxie elliptique évolue en spirale, par exemple, tout comme chaque étoile de la séquence principale évolue vers une géante rouge ? Plusieurs idées simples de ce type ont été essayées, certaines par Hubble lui-même, mais aucune n'a résisté à l'épreuve du temps (et de l'observation).

Comme aucun schéma simple pour faire évoluer un type de galaxie vers un autre n'a pu être trouvé, les astronomes ont alors eu tendance à adopter le point de vue opposé. Pendant un certain temps, la plupart des astronomes ont pensé que toutes les galaxies se formaient très tôt dans l'histoire de l'univers et que les différences entre elles étaient liées à la vitesse de formation des étoiles. Les galaxies elliptiques étaient les galaxies dans lesquelles toute la matière interstellaire était rapidement convertie en étoiles. Les spirales étaient des galaxies dans lesquelles la formation d'étoiles s'est produite lentement pendant toute la durée de vie de la galaxie. Cette idée s'est également révélée trop simple.

Aujourd'hui, nous savons qu'au moins certaines galaxies ont changé de type au cours des milliards d'années qui se sont écoulées depuis la création de l'univers. Comme nous le verrons dans les chapitres suivants, les collisions et les fusions entre galaxies peuvent transformer radicalement les galaxies spirales en galaxies elliptiques. Même les spirales isolées (sans galaxies voisines en vue) peuvent changer d'apparence au fil du temps. Au fur et à mesure qu'ils consomment leur gaz, le taux de formation des étoiles ralentira et les bras spiraux deviendront progressivement moins visibles. Sur de longues périodes, les spirales commencent donc à ressembler davantage aux galaxies du milieu de la Figure\(\PageIndex{3}\) (que les astronomes appellent les types S0).

Au cours des dernières décennies, l'étude de l'évolution des galaxies au cours de la vie de l'univers est devenue l'un des domaines les plus actifs de la recherche astronomique. Nous aborderons l'évolution des galaxies plus en détail dans L'évolution et la distribution des galaxies, mais voyons d'abord de manière un peu plus détaillée à quoi ressemblent les différentes galaxies.

Résumé

La majorité des galaxies brillantes sont des spirales ou des elliptiques. Les galaxies spirales contiennent à la fois des étoiles anciennes et jeunes, ainsi que de la matière interstellaire, et ont des\(10^9\) masses typiques comprises entre et\(10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\). Notre propre galaxie est une grande spirale. Les elliptiques sont des systèmes sphéroïdaux ou légèrement allongés composés presque entièrement de vieilles étoiles, contenant très peu de matière interstellaire. La taille des galaxies elliptiques varie des géantes, plus massives que n'importe quelle spirale, aux naines, dont la masse n'est que d'environ\(10^6\)\(M_{\text{Sun}}\). Les galaxies elliptiques naines sont probablement le type de galaxie le plus répandu dans l'univers voisin. Un faible pourcentage de galaxies aux formes plus désorganisées sont classées comme irrégulières. Les galaxies peuvent changer d'apparence au fil du temps en raison de collisions avec d'autres galaxies ou d'une modification du taux de formation des étoiles.

Lexique

galaxie elliptique

une galaxie dont la forme est une ellipse et qui ne contient aucun matériau interstellaire visible

galaxie irrégulière

une galaxie sans symétrie ou motif précis ; ni spirale ni elliptique

galaxie spirale

une galaxie aplatie et rotative avec des bras de matière interstellaire semblables à des moulinets et de jeunes étoiles sortant de son renflement central