Les Galaxies

Dans l’Univers, les étoiles ne sont pas isolées. Elles sont rassemblées en d’immenses groupes comprenant de 1 à 1000 milliards d’étoiles. Ces groupes, appelés « galaxies », sont séparés entre eux par de grandes distances. Entre les étoiles, les galaxies peuvent aussi contenir de la matière interstellaire. Il n’y a que très peu de matière dans l’Univers, qui soit en dehors des galaxies (matière dite intergalactique).

Nous-mêmes, nous appartenons à une galaxie, la Galaxie avec un « G » majuscule, dont la Voie Lactée est la trace sur la sphère céleste. Presque tous les astres visibles à l’œil nu sont dans notre Galaxie. Seules exceptions : dans l’hémisphère nord, la galaxie d’Andromède, assez difficile à voir à l’œil nu. Dans l’hémisphère sud, les deux Nuages de Magellan (le Petit et le Grand), bien visibles à l’œil nu.

I- Bref historique de la découverte des galaxies.

Au Xème siècle, les Arabes connaissaient la galaxie d’Andromède. Elle sera redécouverte au XVIIème siècle, au télescope, par Simon Mayer. Le compagnon d’Andromède, petite galaxie satellite de la galaxie d’Andromède, sera découvert au milieu du XVIIIème siècle par Le Gentil. A la fin du XVIIIème siècle, Messier observe les « nébuleuses » depuis la tour de l’Hôtel de Cluny à Paris. Il publie en 1781 son célèbre catalogue comportant 103 objets parmi lesquels il y a à la fois des amas stellaires et des nébuleuses gazeuses situées dans notre Galaxie, et des galaxies. A l’époque on ignore tout de la nature et de la distance de ces objets. Les lunettes et les télescopes n’étaient pas assez puissants pour résoudre en étoiles les galaxies même les plus proches. Kant pensait que ces objets nébuleux étaient des systèmes stellaires analogues au nôtre et très lointains, il les appelait des « Univers îles ». De 1786 à 1864, William Herschel et son fils John Herschel découvrirent et répertorièrent un grand nombre d’objets nébuleux. John Herschel publia en 1864 un catalogue qui en comptait 5000.

Au milieu du XIXème siècle, un astronome irlandais, lord Rosse, découvrit avec son télescope muni d’un miroir de bronze de 1,83 m la structure spirale de plusieurs galaxies. Un astronome amateur anglais, Roberts, détecta la structure spirale de la galaxie d’Andromède et obtint la résolution partielle des bras en étoiles (1888).

Par suite de l’amélioration des télescopes et des techniques photographiques, le début du XXème siècle vit l’apparition de belles photographies de galaxies, résolvant les bras des spirales en images stellaires. Le problème de savoir si ces objets nébuleux, que l’on résout maintenant en étoiles, sont dans notre Galaxie ou sont des systèmes stellaires beaucoup plus lointains, revient sur le devant de la scène et divise la communauté astronomique. C’est en 1924 que Hubble, en étudiant, sur des clichés pris au télescope de 2,50m du Mont Wilson, les bras de la « nébuleuse » d’Andromède, y découvrit des étoiles variables périodiques, ce qui lui permit (par une méthode dont nous parlerons plus loin), d’avoir une idée sur l’ordre de grandeur de la distance de celle-ci. La porte de l’astronomie extra-galaxtique venait de s’ouvrir. L’astronomie changeait complètement d’échelle. Désormais, parmi les objets que les anciens astronomes appelaient « nébuleuses », il convient de distinguer : les galaxies, objets semblables à notre Galaxie et situés à de très grandes distances, les amas stellaires (amas ouverts et amas globulaires) situés dans notre Galaxie ou dans son voisinage, les nébuleuses gazeuses situées dans notre Galaxie et auxquelles il faut réserver le nom de nébuleuses.

II- Recensement

Nous avons déjà parlé du catalogue de Messier et de celui de J. Herschel. Ce dernier, connu sous le nom de General Catalog (G.C.) comporte environ 4000 galaxies parmi les 5000 objets recensés. Dreyer a publié vers 1890 son célèbre New General Catalog (N.G.C.) de 8000 objets nébuleux dont 6000 galaxies. Il le compléta, à la fin du XIXème siècle, et au début du XXème, par ses deux Index Catalog (I.C.) portant le nombre d’objets à 123000 dont 10000 galaxies.

Parmi les catalogues du XXème siècle, il faut citer celui de Zurichy, Herzog et Wild (1960-1968) comptant 30000 galaxies et celui de Vorontsov-Velyaminov qui en comprend 32000.

Actuellement, on a beaucoup de catalogues spécialisés : galaxies naines, galaxies en interaction, galaxies multiples, galaxies lointaines...
Bien sûr, toutes les galaxies ne sont pas cataloguées !

Classification

Parmi les diverses classifications que l’on a pu faire, il convient de parler de la plus simple et de la plus connue, celle de Hubble. Il range les galaxies en trois classes : les elliptiques, les spirales et les irrégulières.

• Les galaxies elliptiques apparaissent sur la sphère céleste comme une ellipse. Si a est le demi grand axe et b le demi petit axe, a-b/a mesure l’aplatissement de l’ellipse. Pour les galaxies, on le remplace par le nombre 10(a-b/a), compris entre 0 et 10, en réalité, chez les galaxies, de 0 à 7. La classe E des galaxies elliptiques est ainsi divisée en E0, E1,...,E7, allant de E0 (galaxies sphériques) à E7 (les plus aplaties). La nature n’est pas aussi schématique et les aplatissements varient de façon continue de 0 à 7.

Galaxie spirale

• Les galaxies spirales présentent un noyau sphérique ; le reste de leur matière est réparti dans un disque centré sur ce noyau et se concentre en des bras spiraux, s’enroulant autour du noyau. On divise la classe des spirales en la sous-classe S des spirales normales et la sous-classe SB des spirales barrées. Chez les spirales normales, les bras prennent naissance au bord du noyau. Chez les spirales barrées, un des diamètres du noyau se prolonge de chaque côté en une structure en forme de barre et les bras prennent naissance aux extrémités de cette barre, à peu près perpendiculairement à la barre. Chacune des sous-classes S et SB est divisée en trois types a, b, c. En allant de a à c, la taille du noyau diminue, la longueur et l’épaisseur des bras augmentent, l’enroulement des bras autour du noyau diminue.
  Le type SO a été créé en 1935 par Hubble pour y ranger les galaxies dites « lenticulaires » qui semblent intermédiaires entre les elliptiques et les spirales. Elles ont la forme d’un disque avec une condensation centrale et n’ont pas de bras.

• Les galaxies irrégulières, comme leur nom l’indique, ne présentent pas de structure régulière.

III - Qu’est-ce qu’une galaxie ? Paramètres mesurables.

1- Composition.

Une galaxie est formée d’étoiles et de matière interstellaire. Pour être plus précis on devrait parler de la matière visible d’une galaxie (visible, c’est à dire accessible aux observations, fussent-elles en infrarouge, en radio etc.) car nous verrons qu’il existe aussi de la matière « cachée », totalement inaccessible aux observations actuelles.

Les étoiles se sont formées tout au long de la vie de la galaxie, soit treize à quinze milliards d’années si l’on attribue à l’Univers un âge de quinze milliards d’années. Au début (nous y reviendrons à la fin de cet exposé) le taux de formation stellaire semble avoir été élevé, puis il a décru. On a, depuis longtemps, distingué deux types de populations stellaires dans les galaxies- : Une population I constituée d’étoiles jeunes (étoiles bleues ou blanches des types spectraux O, B, A, supergéantes, céphéides, etc) nées il y a quelques millions d’années ; Une population II formée d’étoiles visibles (variables à longue période, sous-naines, étoiles des amas globulaires, etc) nées il y a plusieurs milliards d’années (entre dix et quinze). La population I se retrouve dans les disques des galaxies spirales (en particulier dans les bras) et dans les galaxies irrégulières (dont la forme semble due à la répartition irrégulière de leur population I). Elle est pratiquement absente dans les galaxies elliptiques. La population II se trouve dans la partie centrale de la galaxie (dans le bulbe des galaxies spirales) et dans les amas globulaires répartis dans un halo sphérique autour de la galaxie. Enfin elle forme la quasi totalité de la population stellaire des galaxies elliptiques.

Les étoiles représentent la majeure partie de la masse visible dans une galaxie : 90% dans une galaxie irrégulière, 90 à 95% dans une galaxie spirale, pratiquement 100% dans une galaxie elliptique. Le reste de la matière visible est formé de matière interstellaire : hydrogène atomique, hydrogène ionisé, molécules diverses, poussières. L’hydrogène moléculaire est visible en radio, son spectre présentant une raie d’émission caractéristique de la longueur d’onde 21cm. Cela a permis de le cartographier dans de nombreuses galaxies. Les nuages d’hydrogène atomique ont une masse de l’ordre d’une centaine de masses solaires et une densité de 50 atomes/cm3. Près des étoiles très chaudes (température superficielle ≥30000K), l’hydrogène atomique se trouve ionisé : le rayonnement chaud arrache des électrons aux atomes. On a alors ce qu’on appelle une région HII (comme dans la nébuleuse d’Orion située dans notre Galaxie). Un spectre d’une telle région HII présente des raies d’émission caractéristiques, comme la raie Hα. La densité d’un nuage d’hydrogène ionisé peut aller jusqu’à 10000 atomes/cm3 ( ce qui sur Terre, paraîtrait extrêmement ténu !). Le gaz ionisé ne représente que 5 à 10% de la matière interstellaire. Les observations en infrarouge et en radio ont mis en évidence l’existence d’immenses nuages de molécules diverses (CO, OH, CH, NH etc) atteignant une masse individuelle de l’ordre du millier de masses solaires. Les nuages moléculaires sont toujours associés à des poussières interstellaires. Celles-ci sont des grains solides d’environ 0,5 micromètres. Elles ne représentent qu’une fraction infime de la matière interstellaire mais elles peuvent former des nuages obscurs comme, dans notre Galaxie, la célèbre Tête de Cheval dans la constellation d’Orion.

Enfin, au centre de certaines galaxies (au moins au centre des galaxies actives) se trouve un objet massif hyperdense, inaccessible à l’observation directe.

2- Distances

Dans notre Galaxie, l’unité de distance couramment employée est le parsec, en abrégé pc- : 1 pc = 3,26 années de lumière. Quand on s’intéresse aux galaxies, l’unité de distance la mieux adaptée est le mégaparsec, en abrége Mpc : 1 Mpc = un million de parsecs = 3,26 millions d’années de lumière.

Les méthodes de détermination des distances des galaxies sont principalement fondées sur la relation liant la magnitude absolue M d’un astre dans une certaine échelle de magnitude, sa magnitude apparente m dans cette même échelle et sa distance r en parsecs :

M = m + 5 - 5 log r

(Où log r est le logarithme décimal de r).

Si dans une galaxie de distance inconnue, nous pouvons mesurer la magnitude apparente d’un astre ( il devra donc avoir une grande luminosité intrinsèque- : étoile très brillante, amas globulaire, etc) et si un moyen indirect nous fournit la magnitude absolue de cet astre, nous aurons alors sa distance par la formule précédente et, par conséquent, celle de la galaxie (étant donné la grandeur des distances des galaxies par rapport à leurs dimensions, on peut supposer que tous les astres d’une même galaxie sont à la même distance de nous). Un tel astre est appelé un « indicateur de distance ».

Il est facile de comprendre comment on va opérer. Si, dans plusieurs galaxies de distances connues, on remarque que les astres d’un certain type ont tous la même magnitude absolue, on pourra légitimement penser que tous les astres de ce type ont la même magnitude absolue dans toutes les galaxies. Dès lors que l’on observera un tel astre dans une galaxie de distance inconnue, on lui attribuera la dite magnitude absolue et la méthode que nous venons d’exposer permettra de déduire la distance de la galaxie en question. Comme il faut un commencement à cette méthode en chaîne de mesures des distances, il faudra commencer par repérer dans des galaxies proches, des astres dont nous avons constaté que, dans notre Galaxie, ils avaient tous la même magnitude absolue (pour ceux-ci la distance aura été mesurée par les méthodes de détermination des distances stellaires employées dans notre Galaxie). Comme il s’agit d’une méthode en chaîne, il ne faut pas perdre de vue que les imprécisions existant à chaque étape, dans les mesures vont se cumuler.

Nous allons donner quelques exemples d’indicateurs de distance.

  Les céphéides sont des étoiles variables périodiques dont la période se situe entre un jour et quelques dizaines de jours. Miss Leavitt a découvert en 1912, en observant les céphéides des Nuages de Magellan, qu’elles vérifiaient une relation période-luminosité. Lorsqu’on considère les céphéides d’un même Nuage de Magellan, on peut supposer qu’elles sont toutes à la même distance de nous. Par conséquent, les différences de luminosité qu’elles présentent entre elles traduisent des différences de luminosité intrinsèque. Si sur un diagramme on porte en abscisse le logarithme de la période et en ordonnées la luminosité, les céphéides d’un même Nuage de Magellan se répartissent le long d’une droite. C’est ce qu’on exprime en disant qu’elles vérifient une relation période-luminosité. Dès que l’on a pu connaître la distance de quelques céphéides de notre Galaxie, il a été possible d’étalonner la courbe période-luminosité et, par conséquent, de connaître la magnitude absolue, et donc la distance, de toute céphéide dont on mesurait la période. C’est par cette méthode que Hubble calcula les premières distances extragalactiques dans les années 1925. Elles permettent de mesurer des distances jusqu’à 2Mpc.

  Les novæ sont des étoiles variables éruptives. Les novæ à développement rapide ont, à leur maximum d’éclat, une magnitude absolue photographique voisine de -9 ; les novae à développement lent ont, à leur maximum d’éclat, une magnitude absolue photographique voisine de -6,5. Elles ont l’inconvénient d’avoir une dispersion non négligeable autour de la moyenne. Elles permettent de mesurer des distances jusqu’à 4 Mpc.

  Les étoiles non variables les plus lumineuses sont des étoiles blanches ou bleues dont la magnitude absolue visuelle est voisine de -9. Cela en fait des indicateurs de distance d’une portée de 15 Mpc.

  Les supernovae. On distingue les supernovae de type I et les supernovae de type II. Les supernovae de type I se rencontrent dans les galaxies elliptiques, irrégulières et spirales. Leur magnitude absolue photographique au maximum est voisine de -18. Les supernovae de type II se rencontrent dans les galaxies spirales. Leur magnitude absolue photographique au maximum est voisine de -16. Ce sont d’excellents indicateurs de distance, d’une très grande portée. Ils n’ont que l’inconvénient de leur rareté. On les a longtemps utilisés pour mesurer des distances jusqu’à 100 Mpc ou un peu plus. Depuis la fin des années 1990, on se livre à la chasse aux supernovae très lointaines. En 1998, le télescope Keck, à Hawaï, a observé la première supernova ayant un décalage spectral z>1 ; elle est donc à quelques 10 milliards d’années de lumière (en gros 3-000 Mpc) de nous. Le « Groupe Supernovae pour la Cosmologie » a publié en 1998 l’analyse de 42 supernovae très lointaines.

  Les galaxies les plus brillantes d’un amas de galaxies. Ici on est dans le gigantesque et le très lointain ! On a remarqué que les galaxies les plus brillantes d’un amas de galaxies avaient une magnitude absolue visuelle comprise entre -20 et - 22. C’est surtout vrai pour les amas riches. Cela en fait des indicateurs de distance d’une portée de 500 Mpc (environ 1,5 milliards d’a.l.).

  La loi de Hubble. Rappelons que l’effet Doppler permet de mesurer la vitesse V à laquelle un astre s’approche ou s’éloigne de nous. Si λo est la longueur d’onde au laboratoire d’une certaine raie spectrale présente dans l’astre en question, si λ est la longueur d’onde de cette même raie mesurée dans le spectre de l’astre, on a λ < λo si l’astre s’éloigne, λ > λo s’il se rapproche ; de plus, on a

λ - λo / λ = V/c

où c est la vitesse de la lumière dans le vide. Dans le cas de vitesses V non négligeables vis-à-vis de c, on emploie une formule relativiste un peu plus compliquée.

La loi de Hubble dit que toutes les galaxies s’éloignent de nous et que la vitesse à laquelle elles s’éloignent de nous, dite vitesse de récession, est proportionnelle à leur distance. Si V est la vitesse de récession en km/s, si r est la distance en Mpc, on a une relation de la forme V = Hr où H est la constante de Hubble en km/s/Mpc.
Notons d’abord que cette loi de Hubble ne fait en rien jouer un rôle particulier à la Terre ! En tout autre point de l’Univers, elle serait valable : l’Univers est en expansion et les galaxies qui le composent s’éloignent mutuellement les unes des autres.
La détermination précise de H est très délicate. En effet, pour la calculer, il faut utiliser des galaxies dont on a mesuré la distance et nous avons vu que la mesure des distances des galaxies souffre d’imprécisions importantes. Autre source de difficultés : si nous nous intéressons à une galaxie appartenant à un amas (et c’est le cas de la plupart des galaxies), celle-ci est en mouvement dans l’amas par suite des forces de gravitation existant dans l’amas. Il en résulte que sa vitesse de récession est fortement perturbée par la dynamique de l’amas : elle peut même, éventuellement s’approcher de nous !

Lorsque Hubble découvrit sa loi en 1929 il trouva H=526. Dans les années 1950, on montra, ou plutôt on crut montrer, qu’il fallait prendre H=200. Par la suite les travaux de Sandage et Tamman ramenèrent H successivement à 100 et à 50. Par la suite De Vaucouleurs, après une étude minutieuse des indicateurs de distance, a proposé H=100. Actuellement, on est à H=70 environ, avec une assez forte imprécision. C’est à l’aide de la loi de Hubble que l’on mesure les distances les plus lointaines. Par exemple, le quasar OQ172 a une vitesse de récession de 272000 km/s, ce qui en fait un des astres connus les plus lointains.

3- Dimensions.

Lorsqu’on connaît la distance d’une galaxie, et si l’on mesure son diamètre apparent (angle sous lequel on la voit), on peut en déduire son diamètre. Le problème est compliqué par le fait que les galaxies n’ont pas de frontière bien nette. Les plus grandes galaxies spirales ou elliptiques ont un rayon de l’ordre de 20000 pc. Celui de notre Galaxie est de l’ordre de 15000 pc, soit environ 50000 a.l. Beaucoup de galaxies sont bien plus petites.

4- Rotation, forme, bras spiraux.

Les courbes de rotation des galaxies (essentiellement spirales) sont les courbes donnant la vitesse (en km/s) d’un point de la galaxie en fonction de sa distance au centre. Pour les obtenir, on forme les spectres provenant de points de la galaxie échelonnés à partir du centre et on mesure les décalages spectraux de certaines raies présentes dans ces spectres. L’effet Doppler permet d’en déduire la vitesse. On utilise, dans le domaine optique, les raies d’absorption des étoiles des régions centrales et les raies d’émission des régions HII dans les régions externes. Dans le domaine radio, on utilise la raie à 21 cm de l’hydrogène atomique.

On met ainsi en évidence un phénomène de rotation différentielle- : tous les points de la galaxie n’ont pas la même vitesse angulaire. D’une façon plus précise, près du centre, la vitesse angulaire est constante, donc la vitesse d’un point de la galaxie (la vitesse linéaire exprimée en km/s) croît proportionnellement à la distance de ce point au centre. Elle passe par un maximum Vm, puis elle décroît, ce qui signifie que la vitesse angulaire décroît rapidement. Dans la galaxie d’Andromède, la période de rotation de la région centrale est de 520000 ans. La période de rotation des régions périphériques d’une grande galaxie est de l’ordre de la centaine de millions d’années. On a constaté (Tully et Fisher, 1977), à l’aide de courbes de rotation de galaxies dont on connaissait la distance, qu’il existe une relation empirique entre Vm et la luminosité totale L de la galaxie : L est proportionnel à Vm. Cela donne un moyen d’obtenir la magnitude absolue de la galaxie, donc sa distance.

L’allure des bras spiraux d’une galaxie spirale n’est donc pas due à leur rotation : compte tenu de l’âge des galaxies (plus de dix milliards d’années) et de la période de rotation des régions périphériques (une ou deux centaines de millions d’années), les bras des galaxies spirales devraient présenter de nombreux enroulements. Or il n’en est rien : ils ne s’enroulent que de un ou deux tours.

Les bras sont, en réalité des ondes de densité. Il y a effectivement plus de matière (étoiles, matière interstellaire) dans les bras qu’entre les bras, mais ce n’est pas toujours la même matière qui s’y trouve. Les étoiles et la matière interstellaire, lorsqu’elles tournent autour du centre de la galaxie, ralentissent lorsqu’elles se trouvent dans les bras. L’image que l’on en donne souvent est la suivante : Imaginons une autoroute à deux voies où les voitures circulent à vive allure. Supposons que, sur la voie de droite, se trouve un véhicule lent. Derrière celui-ci va se former une accumulation de voitures, autrement dit une onde de densité. Ce ne seront pas toujours les mêmes voitures qui resteront dans cette accumulation puisqu’elles doublent le véhicule lent, les unes après les autres. Dans une galaxie spirale, les bras tournent autour du centre de la galaxie mais avec une vitesse inférieure à celle des étoiles et de la matière interstellaire se trouvant entre les bras, comme dans l’image précédente, le « bouchon » formé derrière le véhicule lent se déplace à la vitesse de celui-ci, donc à une vitesse inférieure à celle des voitures constituant la circulation normale de l’autoroute. Problème : il faut qu’un mécanisme entretienne ces ondes de densité ou en reforme. Des hypothèses ont été formulées mais aucune ne donne entièrement satisfaction.

Jusqu’à une époque récente, on pensait que toutes les galaxies elliptiques étaient des ellipsoïdes de révolution aplatis (surface engendrée par une ellipse en rotation autour de son petit axe. (D’une façon très imagée, une citrouille). C’est la forme que prend naturellement une masse fluide autogravitante, en rotation. La réalité s’avère plus compliquée. On a découvert, en 1984, la présence, autour de certaines galaxies elliptiques, de coquilles très fines composées d’étoiles. L’étude de ces coquilles a permis d’avoir une idée plus juste de la forme réelle des galaxies elliptiques. En particulier, lorsque la coquille apparaît sous la forme de parenthèses alignées sur le demi grand axe apparent, cela traduit le fait que la galaxie est un ellipsoïde de révolution allongé (de façon imagée, un cigare ou un ballon de rugby). La proportion de galaxies aplaties serait deux fois supérieure à celle des galaxies allongées. Pour compliquer le problème, certaines galaxies elliptiques qui ne tournent pas du tout seraient triaxiales (c’est à dire à trois axes inégaux).

5- Masses.

Lorsqu’on a obtenu la courbe de rotation d’une galaxie spirale, en faisant l’hypothèse que la galaxie se présente comme une superposition de « galettes » aplaties, ayant chacune son rayon et sa densité, on peut en déduire la distribution de masse dans le disque de la galaxie et donc la masse de celle-ci. Dans le cas d’une galaxie elliptique, on utilise une méthode qui permet (via le théorème du viriel) de calculer la masse en fonction du diamètre effectif (diamètre à l’intérieur duquel est émise la moitié de la luminosité totale de la galaxie) et de la moyenne des carrés des vitesses des étoiles qui la composent (ce dernier paramètre est assez difficile à obtenir). On trouve des masses allant de 109 masses solaires (galaxies naines) à 1012 masses solaires (galaxies géantes). La notre a une masse de l’ordre de 2x1011 masses solaires.

Mais là surgit un très gros problème. Les courbes de rotation des galaxies devraient décroître rapidement lorsqu’on atteint le bord de la galaxie : or il n’en est rien, elles présentent là une assez longue portion quasi horizontale. Un moyen d’expliquer la grande vitesse de la matière vers les bords de la galaxie est de supposer qu’il existe dans un halo entourant la galaxie de la matière inaccessible aux observations, appelée masse cachée ou matière noire. La quantité de masse cachée nécessaire pour expliquer l’allure de ces courbes de rotation est très grande : environ dix fois la masse visible (c’est à dire celle qui est accessible aux observations et dont on a vu comment on la mesurait). On n’a aucune idée sur sa nature ou plutôt, on a émis une foule d’hypothèses dont aucune n’a reçu l’ombre d’une preuve. Ces hypothèses vont des plus prosaïques aux plus exotiques : naines brunes (étoiles trop petites pour évoluer normalement, donc non lumineuses), naines blanches, hydrogène moléculaire (molécule H2), trous noirs, neutrinos massifs, hypothétiques particules non baryoniques (insensibles aux interactions électromagnétique et forte, mais sensibles à l’interaction faible) appelées WIMPs (Weakly Interactive Missing Particles).

IV- Amas, superamas.

1- Amas

Un certain nombre de galaxies (10 à 20% selon De Vaucouleurs) sont isolées dans l’espace. Les autres se rassemblent en amas d’une dizaine à quelques milliers de galaxies. Notre propre Galaxie appartient à un amas, le Groupe Local, qui comprend deux groupes de galaxies (la nôtre et celle d’Andromède), trois galaxies moyennes (Le Gand Nuage de Magellan et deux spirales) et dix-huit petites galaxies (onze elliptiques, cinq irrégulières, deux spirales). Jusqu’à une distance de 16 Mpc, De Vaucouleurs a compté 54 amas de galaxies, distants en moyenne de 7 Mpc et ayant 0,5 à 4 Mpc de diamètre, avec une moyenne de 2 Mpc. Tous ces amas, à l’exception de l’un d’eux, celui de la Vierge, comportent chacun très peu de galaxies, en moyenne moins d’une dizaine. A une distance de 11 Mpc se trouve l’amas de la Vierge qui comporte plus de 1000 galaxies, bien que son diamètre ne soit que de 2,7 Mpc. Il est surtout composé de galaxies spirales et elliptiques (dont quelques galaxies elliptiques géantes). En 1993, Zwicky, après une série d’observations des mouvements des galaxies dans l’amas de la vierge, calcula la masse de celui-ci et trouva une masse très supérieure à la somme des masses individuelles : pour la première fois, le problème de la masse cachée était mis en évidence. Indiquons comment on peut déduire la masse d’un amas de l’observation des mouvements des galaxies qui le composent. On utilise un résultat de mécanique statistique connu sous le nom de théorème du viriel qui permet de calculer la masse de l’amas en fonction de la distance moyenne entre deux galaxies de l’amas (que l’on peut déterminer dès lors que l’on a mesuré la distance de l’amas) et de la vitesse moyenne des galaxies de l’amas (l’effet Doppler permet de calculer les vitesses radiales après correction de la vitesse de récession ; En faisant l’hypothèse qu’il n’y a pas de direction privilégiée pour les vitesses, on en déduit la vitesse moyenne des galaxies). La valeur de la masse de l’amas que l’on obtient ainsi est de 10 à 20 fois supérieure à la somme des masses visibles des galaxies qui le composent.

A une distance de 70 Mpc, on rencontre un amas encore plus peuplé que celui de la Vierge, l’amas de la Chevelure de Bérénice. Il comporte plusieurs milliers de galaxies. Il est surtout formé de galaxies elliptiques mais il compte aussi beaucoup de galaxies lenticulaires.

Les amas, qui comme ceux de la Vierge et de la Chevelure de Bérénice, comprennent un grand nombre de galaxies sont appelés « amas riches ». Abell en a recensé 2700 en les recherchant sur les clichés en lumière rouge du Palomar Sky Survey jusqu’à la magnitude mpg=21. On trouve des amas riches tous les 55 Mpc, soit un pour 175000Mpc3.

2- Superamas.

Les amas de galaxies peuvent se grouper en amas d’amas ou superamas. Si, dès les années 1930 (donc peu après les débuts de l’astronomie extragalactique), les amas de galaxies ont été reconnus par les astronomes (surtout Zwicky, mais aussi Shapley, Ames, Holmberg etc), l’existence des superamas n’a été admise que beaucoup plus tard.

Un pionnier dans la recherche des superamas a été De Vaucouleurs. Dès 1953, il a reconnu que le Groupe Local fait partie d’un superamas, le superamas Local. Celui-ci est centré sur l’amas de la Vierge, il a un diamètre d’une trentaine de Mpc et il a la forme d’un disque dont le plan est à peu près perpendiculaire au plan de notre Galaxie. Divers travaux de De Vaucouleurs, de 1953 à 1975, ont bien établi l’existence de ces superamas. On a découvert d’autres superamas. Le superamas Coma-A1367 est une bande de galaxies joignant l’amas de la Chevelure de Bérénice et l’amas riche A1367 (amas portant le numéro 1367 dans le catalogue de Abell). Le superamas d’Hercule, contrairement aux précédents, n’est pas dominé par un ou deux amas très riches. Le superamas de Persée forme une longue traînée de galaxies sur la sphère céleste, allant de l’amas de Persée aux environs de la galaxie N383. Le superamas de l’Hydre-Centaure a été découvert dans le ciel austral.

Abell, lorsqu’il a établi son catalogue d’amas riches, pensait que certains pourraient être les membres de plus grandes structures, mais on manquait à l’époque de données de distances, les mesures de décalages spectraux d’un grand nombre de galaxies demandant beaucoup de temps. Les progrès techniques réalisés depuis, ont beaucoup facilité ces mesures.

Entre les amas et les superamas, l’espace est occupé par des vides de 30 à 40 Mpc de diamètre. En 1981, on a découvert dans la constellation du Bouvier, un très grand vide (presque vide) de 100 Mpc de diamètre. Tout ceci conduit à voir notre Univers à très grande échelle de la façon suivante (Einasto, Joeveer, Laar, 1980). L’Univers est fait de cellules vides dont les parois sont des feuillets dans lesquels se trouvent les galaxies. L’intersection de deux feuillets forme un filament plus riche en galaxies que les feuillets. On a ainsi une sorte de toile d’araignée tridimensionnelle. A l’intersection des filaments se trouvent les amas et les superamas.

V- Formation, évolution.

La formation des galaxies et, plus généralement, celle des grandes structures de l’Univers est actuellement un problème non résolu. Les théoriciens élaborent des scénarios susceptibles de rendre compte de la formation des galaxies et ces scénarios sont fondés sur l’instabilité gravitationnelle. Nous allons en esquisser les grandes lignes.

Conformément au modèle cosmologique standard du Big Bang1, l’Univers primordial (grossièrement, cela correspond au premier million d’années de l’histoire de l’Univers), était un fluide dense de particules matérielles et de photons. La matière était complètement ionisée : les électrons étaient libres, non rattachés à des noyaux d’atomes. Les électrons libres interagissent avec les photons, ce qui diminue fortement le libre parcours moyen de ces derniers. De ce fait l’Univers primordial est opaque. Le fluide qui le constitue est très visqueux. La température de l’Univers décroît avec le temps. Lorsqu’elle s’abaisse à 3000K, la matière cesse d’être ionisée : les protons capturent les électrons libres pour former des atomes d’hydrogène. C’est la « recombinaison » (le terme « combinaison » serait plus adéquat). Les électrons n’interagissent plus avec les photons dont le libre parcours moyen se trouve considérablement accru. L’Univers est devenu transparent. Le rayonnement peut se propager librement dans l’espace. C’est lui que nous observons aujourd’hui sous la forme du fond diffus cosmologique ou CMB (cosmic microwave background). Il s’est, bien sur, considérablement refroidi au cours du temps et la courbe qui donne sa luminance énergétique en fonction de la longueur d’onde est celle d’un corps noir à 3K (c’est pourquoi on l’appelle aussi rayonnement à 3K ou plus précisément à 2,7K). Le CMB est considéré comme la preuve observationnelle par excellence du Big Bang. Il a été découvert en 1965 par les radioastronomes Penzias et Wilson et cela a valu le prix Nobel de physique aux deux heureux découvreurs. Après la recombinaison, la viscosité du fluide constituant l’Univers a disparu. Jusque là, la pression de radiation du rayonnement auquel la matière était liée empêchait celle-ci de se contracter sous l’effet de la gravitation ; ce n’est plus le cas après la recombinaison. La fin des interactions entre particules matérielles et photons s’appelle le « découplage » dynamique. La recombinaison et le découplage n’ont pas été instantanés ni complets.

Les théories sur la formation des galaxies ou des structures plus grandes qui se fragmentèrent ensuite en galaxies, s’appuient sur une idée très simple- : dans un milieu matériel de densité quasi uniforme, comme l’Univers après la recombinaison, s’il existe une surdensité locale, cette inhomogénéité s’amplifie- ; en effet, l’excès local de matière attire par la force de gravitation la matière voisine. Une telle inhomogénéité, dans un milieu « idéal », croîtrait très vite mais, dans l’Univers réel, elle est freinée par l’expansion de celui-ci, donc sa croissance est assez lente. La forme la plus probable que prendra un volume de matière en train de s’effondrer est celle d’une crêpe. Selon la théorie des astronomes soviétiques Novikov, Sumyaev et Zel’dovich, ces crêpes se scindent en morceaux qui deviendront des amas ou des superamas. Ensuite ces morceaux eux-mêmes se scindent, pour les mêmes raisons d’instabilité gravitationnelle, en morceaux qui deviendront des galaxies. Pour l’astronome américain Peebles, les fluctuations de densité dans l’Univers primitif forment des galaxies qui, ensuite, se regroupent en amas et en superamas. La contradiction entre ces deux théories n’est pas le problème majeur auquel sont confrontés ces scénarios fondés sur l’instabilité gravitationnelle. Connaissant le niveau actuel des inhomogénéités de densité dans l’Univers, déduit de l’observation des galaxies, amas, superamas, grands vides, on peut en déduire le niveau des inhomogénéités de densité dans l’Univers primitif, nécessaires pour aboutir à la situation actuelle. On trouve des inhomogénéités relatives de l’ordre de 10-3. Par ailleurs, on sait que ces inhomogénéités de densité entraînent des inhomogénéités sur le rayonnement alors existant et que celles-ci doivent se manifester par une fluctuation de température sur le CMB (le rayonnement à 2,7K). De plus, ces fluctuations de température doivent être proportionnelles aux inhomogénéités primitives de densité, donc doivent être de l’ordre de 10-3. Là est le problème crucial auquel se heurtent les hypothèses de formation des galaxies et des amas. Pour l’instant il n’existe aucune solution satisfaisante. Ajoutons un problème supplémentaire : les instabilités gravitationnelles ont dû se produire plus ou moins simultanément, à toutes les échelles. Ainsi, pendant qu’une galaxie se forme, des instabilités gravitationnelles à l’intérieur de celles-ci peuvent donner naissance à des étoiles ; des galaxies proches les unes des autres peuvent se lier gravitationnellement en amas. Et ces phénomènes simultanés interagissent entre eux, ce qui ne simplifie pas le problème.

Que nous apprend l’observation ? Au plus on observe loin, au plus on remonte dans le temps : Quand on observe une galaxie située à dix milliards d’années de lumière, on la voit telle qu’elle était il y a dix milliards d’années. Rappelons que le décalage relatif : (Voir page 7)

z = λ - λo / λ

mesure l’expansion de l’Univers. Un décalage z = 1 correspond à un Univers ayant la moitié de l’âge de l’Univers actuel ; un décalage z = 3 correspond à un Univers ayant le quart de son âge actuel. On conçoit tout l’intérêt, pour l’étude de l’évolution des galaxies, des images de l’Univers très lointain que fournissent les grands télescopes terrestres comme le C.F.H. de Hawaï, le V.L.T. du Chili, le Keck de Hawaï, etc, ou le télescope spatial Hubble. On ne peut pas mesurer directement les distances des galaxies découvertes aux limites des observations du télescope spatial, leur faible luminosité rendant impossible la mesure du décalage vers le rouge. Il y a toutefois une méthode pour s‘assurer, avec une bonne probabilité, qu’une telle galaxie est très lointaine. La lumière venant d’une galaxie très lointaine a rencontré sur son passage beaucoup d’hydrogène intergalactique. Or l’hydrogène absorbe fortement l’ultraviolet (et les rayonnements plus énergétiques) ; il s’ensuit qu’une telle galaxie est visible dans le rouge et dans le vert, invisible dans l’ultraviolet. Cela a été confirmé par des observations faites au télescope Keck qui ont réussi à mesurer le décalage vers le rouge de certaines de ces galaxies : leur z est compris entre 2 et 3,8.

Les observations de l’Univers très lointain nous montrent pour des décalages >1, des galaxies spirales et elliptiques brillantes assez semblables aux galaxies proches. Cela signifie que de nombreuses galaxies n’ont guère évolué pendant plusieurs milliards d’années. D’autre part, ces mêmes observations nous font aussi voir que de nombreuses galaxies ont considérablement changé. Il y avait, à z = 1, dix fois plus de galaxies faibles que près de nous. Ces galaxies faibles ont une couleur bleue et des raies d’émission intenses, attestant que les étoiles s’y formaient beaucoup plus rapidement que dans les galaxies actuelles. Se fondant sur des images radio du V.L.A. (Very Large Array, grand radiotélescope du Mexique) et des images infrarouges du satellite I.S.O. (Infrared Space Observatory), des astronomes français ont estimé que certaines galaxies lointaines avaient une activité de formation stellaire cent fois plus importante que dans notre Galaxie. Il semble que le taux de formation stellaire ait augmenté au début de l’histoire de l’Univers pour atteindre un maximum (un « baby boom » cosmique) entre les décalages z=2 et z=1 ; il a ensuite beaucoup décru au cours de la deuxième moitié de l’histoire de l’Univers. Beaucoup de ces galaxies faibles et lointaines sont très irrégulières, déformées par les interactions galactiques qui, alors, étaient plus importantes que de nos jours, du fait que l’Univers était plus petit, sa densité était plus grande. Au premier abord, cela paraît militer en faveur du scénario hiérarchique - les petites galaxies se sont d’abord formées et ont fusionné pour former de grosses galaxies - mais ce n’est pas si simple car les observations montrent aussi qu’à ces époques très lointaines, il existait déjà de grandes galaxies spirales et des galaxies elliptiques massives.

A l’heure actuelle on n’a pas de réponse satisfaisante à tous ces problèmes ; l’origine et l’évolution des galaxies sont encore des questions largement ouvertes.

Daniel SONDAZ