28.5 : La formation et l'évolution des galaxies et de la structure de l'univers
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Résumez les principales théories visant à expliquer comment les galaxies individuelles se sont formées
- Expliquez comment de minuscules « graines » de matière noire des débuts de l'univers se sont développées par attraction gravitationnelle pendant des milliards d'années dans les plus grandes structures observées dans l'univers : amas et superamas de galaxies, filaments et vides
Comme dans la plupart des branches des sciences naturelles, les astronomes et les cosmologistes veulent toujours connaître la réponse à la question « Comment en est-on arrivé là ? » Qu'est-ce qui a donné aux galaxies et aux amas de galaxies, aux superamas, aux vides et aux filaments l'apparence qu'ils ont ? L'existence de tels filaments de galaxies et de vides est un casse-tête intéressant car nous avons des preuves (qui seront discutées dans The Big Bang) que l'univers était extrêmement lisse, même quelques centaines de milliers d'années après sa formation. Le défi pour les théoriciens est de comprendre comment un univers presque sans relief est devenu l'univers complexe et grumeleux que nous connaissons aujourd'hui. Forts de nos observations et de notre compréhension actuelle de l'évolution des galaxies au cours du temps cosmique, de la matière noire et de la structure à grande échelle, nous sommes maintenant prêts à essayer de répondre à cette question à certaines des plus grandes échelles possibles de l'univers. Comme nous le verrons, la réponse courte à la façon dont l'univers est arrivé ainsi est « matière noire + gravité + temps ».
Comment les galaxies se forment et se développent
Nous avons déjà vu que les galaxies étaient plus nombreuses, mais plus petites, plus bleues et plus maladroites dans un passé lointain qu'elles ne le sont aujourd'hui, et que les fusions de galaxies jouent un rôle important dans leur évolution. Dans le même temps, nous avons observé des quasars et des galaxies qui émettaient leur lumière alors que l'univers avait moins d'un milliard d'années. Nous savons donc que de grandes condensations de matière avaient commencé à se former au moins aussi tôt. Nous avons également vu dans les galaxies actives, les quasars et les trous noirs supermassifs que de nombreux quasars se trouvent au centre des galaxies elliptiques. Cela signifie que certaines des premières grandes concentrations de matière doivent avoir évolué vers les galaxies elliptiques que nous voyons dans l'univers d'aujourd'hui. Il semble probable que les trous noirs supermassifs au centre des galaxies et la distribution sphérique de la matière ordinaire qui les entoure se soient formés en même temps et par des processus physiques connexes.
La confirmation spectaculaire de cette image n'est arrivée qu'au cours de la dernière décennie, lorsque les astronomes ont découvert une curieuse relation empirique : comme nous l'avons vu dans les galaxies actives, les quasars et les trous noirs supermassifs, plus une galaxie est massive, plus son trou noir central est massif. D'une manière ou d'une autre, le trou noir et la galaxie « se connaissent » suffisamment l'un l'autre pour égaler leur taux de croissance.
Il existe deux principaux types de modèles de formation des galaxies pour expliquer toutes ces observations. La première affirme que des galaxies elliptiques massives se sont formées lors d'un effondrement rapide et unique de gaz et de matière noire, au cours duquel pratiquement tout le gaz a été rapidement transformé en étoiles. Par la suite, les galaxies n'ont changé que lentement à mesure que les étoiles évoluaient. C'est ce que les astronomes appellent un scénario « descendant ».
Le second modèle suggère que les géantes elliptiques d'aujourd'hui se sont formées principalement par la fusion de galaxies plus petites qui avaient déjà converti au moins une partie de leur gaz en étoiles, un scénario « ascendant ». En d'autres termes, les astronomes se sont demandé si des elliptiques géantes formaient la plupart de leurs étoiles dans la grande galaxie que nous voyons aujourd'hui ou dans des petites galaxies distinctes qui ont ensuite fusionné.
Comme nous voyons des quasars lumineux datant de l'époque où l'univers avait moins d'un milliard d'années, il est probable qu'au moins certains appareils elliptiques géants ont commencé leur évolution très tôt par l'effondrement d'un seul nuage. Cependant, les meilleures preuves semblent également montrer que les galaxies elliptiques géantes matures, comme celles que nous voyons à proximité, étaient rares avant que l'univers n'ait environ 6 milliards d'années et qu'elles sont beaucoup plus communes aujourd'hui qu'elles ne l'étaient lorsque l'univers était jeune. Les observations indiquent également que la majeure partie du gaz des galaxies elliptiques a été convertie en étoiles lorsque l'univers avait environ 3 milliards d'années. Il semble donc que les galaxies elliptiques n'aient pas formé beaucoup de nouvelles étoiles depuis lors. On dit souvent qu'elles sont « rouges et mortes », c'est-à-dire qu'elles contiennent principalement de vieilles étoiles rouges froides et qu'il n'y a que peu ou pas de nouvelles étoiles en formation.
Ces observations (lorsqu'elles sont considérées ensemble) suggèrent que les galaxies elliptiques géantes que nous voyons à proximité se sont formées à la suite d'une combinaison de mécanismes descendants et ascendants, les galaxies les plus massives se formant dans les amas les plus denses où les deux processus se sont produits très tôt et rapidement dans l'histoire du univers.
La situation des galaxies spirales est apparemment très différente. Les renflements de ces galaxies se sont formés très tôt, comme les galaxies elliptiques (Figure\(\PageIndex{1}\)). Cependant, les disques se sont formés plus tard (rappelez-vous que les étoiles du disque de la Voie lactée sont plus jeunes que les étoiles du renflement et du halo) et contiennent encore du gaz et de la poussière. Cependant, le taux de formation d'étoiles en spirales aujourd'hui est environ dix fois inférieur à ce qu'il était il y a 8 milliards d'années. Le nombre d'étoiles qui se forment diminue à mesure que le gaz est épuisé. Les spirales semblent donc se former principalement « de bas en haut », mais sur une plus longue période que les elliptiques et de manière plus complexe, avec au moins deux phases distinctes.
Hubble pensait à l'origine que les galaxies elliptiques étaient jeunes et finiraient par se transformer en spirales, une idée dont nous savons maintenant qu'elle n'est pas vraie. En fait, comme nous l'avons vu plus haut, c'est probablement l'inverse : deux spirales qui s'écrasent sous l'effet de leur gravité mutuelle peuvent se transformer en elliptique.
Malgré ces avancées dans notre compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies, de nombreuses questions demeurent. Par exemple, il est même possible, sur la base des preuves actuelles, que des galaxies spirales perdent leurs bras et leurs disques spiraux lors d'un événement de fusion, les faisant ressembler davantage à une galaxie elliptique ou irrégulière, puis reprennent le disque et les bras plus tard s'il reste suffisamment de gaz disponible. L'histoire de la façon dont les galaxies prennent leur forme finale est toujours en cours d'écriture alors que nous en apprenons davantage sur les galaxies et leur environnement.
Formation d'amas de galaxies, de superamas, de vides et de filaments
Si les galaxies individuelles semblent se développer principalement en assemblant de plus petits morceaux par gravité au cours du temps cosmique, qu'en est-il des amas de galaxies et des structures plus grandes tels que ceux que l'on voit dans la Figure\(28.3.8\) de la Section 28.3 ? Comment expliquer les cartes à grande échelle qui montrent des galaxies réparties sur les parois d'énormes structures ressemblant à des éponges ou des bulles s'étendant sur des centaines de millions d'années-lumière ?
Comme nous l'avons vu, les observations ont révélé de plus en plus de preuves de concentrations, de filaments, d'amas et de superamas de galaxies lorsque l'univers avait moins de 3 milliards d'années (Figure\(\PageIndex{2}\)). Cela signifie que de grandes concentrations de galaxies s'étaient déjà réunies lorsque l'univers avait moins d'un quart de moins qu'il ne l'est aujourd'hui.
Presque tous les modèles actuellement privilégiés de la formation de structures à grande échelle dans l'univers racontent une histoire similaire à celle des galaxies individuelles : de minuscules « graines » de matière noire présentes dans la soupe cosmique chaude après le Big Bang se sont transformées par gravité en structures de plus en plus grandes au fil du temps cosmique (Figure\(\PageIndex{3}\)). Les modèles finaux que nous construirons devront être en mesure d'expliquer la taille, la forme, l'âge, le nombre et la distribution spatiale des galaxies, des amas et des filaments, non seulement aujourd'hui, mais aussi très loin dans le temps. Les astronomes travaillent donc d'arrache-pied pour mesurer puis modéliser ces caractéristiques d'une structure à grande échelle aussi précisément que possible. Jusqu'à présent, un mélange de 5 % d'atomes normaux, 27 % de matière noire froide et 68 % d'énergie noire semble être le meilleur moyen d'expliquer toutes les preuves actuellement disponibles (voir The Big Bang).
La boîte de gauche est intitulée « Big Bang », la boîte au centre n'est pas étiquetée et la boîte de droite est étiquetée « Présent ». Une flèche blanche pointe de gauche à droite et représente la direction du temps.
Les scientifiques disposent même d'un modèle qui explique comment une « soupe » chaude et presque uniforme de particules et d'énergie a acquis au début des temps la structure semblable au fromage suisse que nous voyons aujourd'hui à plus grande échelle. Comme nous le verrons dans The Big Bang, alors que l'univers n'avait que quelques centaines de milliers d'années, tout était à une température de quelques milliers de degrés. Les théoriciens suggèrent qu'à cette époque, tout le gaz chaud vibrait, tout comme les ondes sonores faisaient vibrer l'air d'une boîte de nuit avec un orchestre particulièrement fort. Cette vibration aurait pu concentrer la matière en pics de haute densité et créer des espaces plus vides entre eux. Lorsque l'univers s'est refroidi, les concentrations de matière étaient « gelées » et des galaxies se sont finalement formées à partir de la matière dans ces régions à haute densité.
La vue d'ensemble
Pour terminer ce chapitre, rassemblons toutes ces idées pour raconter une histoire cohérente de la façon dont l'univers en est venu à ressembler. Au départ, comme nous l'avons dit, la distribution de la matière (lumineuse et sombre) était presque, mais pas exactement, lisse et uniforme. Ce « pas tout à fait » est la clé de tout. Ici et là, la densité de la matière (lumineuse et foncée) était légèrement supérieure à la moyenne.
Au départ, chaque masse individuelle s'est agrandie parce que l'univers entier était en expansion. Cependant, à mesure que l'univers continuait de s'étendre, les régions de plus forte densité ont acquis encore plus de masse parce qu'elles exerçaient une force gravitationnelle légèrement supérieure à la moyenne sur la matière environnante. Si l'attraction de la gravité vers l'intérieur était suffisamment élevée, les régions individuelles les plus denses ont finalement cessé de s'étendre. Ils ont ensuite commencé à s'effondrer en gouttes de forme irrégulière (c'est le terme technique utilisé par les astronomes !). Dans de nombreuses régions, l'effondrement a été plus rapide dans une direction, de sorte que les concentrations de matière n'étaient pas sphériques mais ont fini par ressembler à des amas géants, à des crêpes et à des filaments semblables à des cordes, tous beaucoup plus grands que les galaxies individuelles.
Ces amas allongés existaient tout au long des débuts de l'univers, s'orientaient dans différentes directions et s'effondraient à des rythmes différents. Les amas ont fourni le cadre aux structures filamenteuses et ressemblant à des bulles à grande échelle que nous voyons préservées dans l'univers aujourd'hui.
L'univers a ensuite procédé à sa « construction » de bas en haut. À l'intérieur des touffes, des structures plus petites se sont d'abord formées, puis ont fusionné pour en construire de plus grandes, comme des pièces Lego assemblées une par une pour créer une métropole Lego géante. Les premières concentrations denses de matière qui se sont effondrées étaient de la taille de petites galaxies naines ou d'amas globulaires, ce qui explique pourquoi les amas globulaires sont les éléments les plus anciens de la Voie lactée et de la plupart des autres galaxies. Ces fragments se sont ensuite progressivement assemblés pour former des galaxies, des amas de galaxies et, finalement, des superamas de galaxies.
Selon cette image, les petites galaxies et les grands amas d'étoiles se sont formés pour la première fois dans les régions les plus denses de toutes, à savoir les filaments et les nœuds où les crêpes se croisent, alors que l'univers avait environ deux pour cent de son âge actuel. Certaines étoiles se sont peut-être formées avant même que les premiers amas d'étoiles et galaxies n'aient vu le jour. Certaines collisions entre galaxies et galaxies ont provoqué d'énormes explosions de formation d'étoiles, dont certaines ont entraîné la formation de trous noirs. Dans cet environnement riche et surpeuplé, les trous noirs trouvaient de la nourriture constante et se développaient en masse. Le développement de trous noirs massifs a ensuite déclenché des quasars et d'autres noyaux galactiques actifs dont les puissants flux d'énergie et de matière interrompent la formation d'étoiles dans les galaxies hôtes. L'univers primitif devait être un endroit passionnant !
Des amas de galaxies se sont ensuite formés lorsque des galaxies individuelles se sont rassemblées, attirées ensemble par leur attraction gravitationnelle mutuelle (Figure\(\PageIndex{4}\)). Tout d'abord, quelques galaxies se sont réunies pour former des groupes, un peu comme notre propre groupe local. Ensuite, les groupes ont commencé à se combiner pour former des clusters et, finalement, des superclusters. Ce modèle prédit que les amas et les superamas devraient encore être en train de se rassembler, et les observations suggèrent en fait que les amas continuent de rassembler leurs troupeaux de galaxies et de collecter davantage de gaz lorsqu'il s'écoule le long des filaments. Dans certains cas, nous voyons même des amas entiers de galaxies fusionner.
La plupart des galaxies elliptiques géantes se sont formées par collision et fusion de nombreux fragments plus petits. Certaines galaxies spirales se sont peut-être formées dans des régions relativement isolées à partir d'un seul nuage de gaz qui s'est effondré pour former un disque aplati, mais d'autres ont acquis des étoiles, du gaz et de la matière noire supplémentaires par le biais de collisions, et les étoiles acquises lors de ces collisions peuplent désormais leurs halos et leurs renflements. Comme nous l'avons vu, notre Voie lactée continue de capturer de petites galaxies et de les ajouter à son halo, et probablement aussi d'extraire du gaz frais de ces galaxies vers son disque.
Résumé
Au départ, la matière lumineuse et noire de l'univers était distribuée de manière presque uniforme, mais pas tout à fait. Le défi des théories de formation des galaxies est de montrer comment cette distribution « pas tout à fait » uniforme de la matière a développé les structures (galaxies et amas de galaxies) que nous voyons aujourd'hui. Il est probable que la distribution filamenteuse des galaxies et des vides s'est construite au début, avant que les étoiles et les galaxies ne commencent à se former. Les premières condensations de matière concernaient la masse d'un grand amas d'étoiles ou d'une petite galaxie. Ces structures plus petites ont ensuite fusionné au cours du temps cosmique pour former de grandes galaxies, des amas de galaxies et des superamas de galaxies. Aujourd'hui, les superamas accumulent encore plus de galaxies, de gaz et de matière noire. Et les galaxies spirales comme la Voie lactée continuent d'acquérir de la matière en capturant de petites galaxies proches d'elles.