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La cinématique des galaxies

Simuler et comparer pour comprendre (I)

Sachant qu'environ deux galaxies sur trois sont des spirales et que les étoiles se forment principalement dans les bras spiralés, il est intéressant d'étudier la nature et la morphologie de ces galaxies pour mieux comprendre de quelle manière elles se sont formées et évoluent.

Pour déterminer les propriétés des galaxies et en déduire des propriétés statistiques et physiques, les astronomes doivent d'abord calculer leur masse, leur luminosité, leur brillance de surface, leur vitesse de rotation parmi d'autres paramètres. C'est en analysant ces résultats et en effectuant des simulations pour tenter de modéliser leur structure qu'ils ont découvert que les galaxies spirales notamment ne tournaient pas normalement.

La rotation des galaxies

Quand on analyse le spectre d'une galaxie spirale à travers une raie d'émission, en plaçant la fente du spectrographe le long du grand axe de la galaxie, on constate que les parties situées de part et d'autre du noyau sont animées d'une vitesse de rotation opposée. Cette vitesse peut atteindre 500 km/s dans les galaxies les plus massives contre 80 km/s à la périphérie des galaxies elliptiques telle M49.

Pourquoi les galaxies tournent-elles sur elles-mêmes ? Quel phénomène a bien pu les mettre en mouvement ? Pourquoi les spirales ont-elles des bras et quelle est leur nature ? Nous avons déjà partiellement répondu à ces questions en décrivant la nature des nébuleuses et du milieu interstellaire ainsi qu'à propos de la formation des protogalaxies. Voyons à présent la nature et la cinématique de cette morphologie et sa relation avec les autres types de galaxies.

On pense que les galaxies tournent sur elles-mêmes suite à un phénomène qui s'est produit lors de la formation de l'Univers, à une époque où la matière commença à s'accréter par l'effet de la gravitation.

En effet, après l'effet induit par l'expansion brutale de l'Univers, la matière se libéra d'une trajectoire rectiligne pour commencer à graviter autour des premiers centres de masse des protoétoiles et protogalaxies. Présentant un moment angulaire, en vertu des lois de la physique, celui-ci a été conservé.

C'est ensuite l'accrétion de la poussière et l'agglomération des étoiles qui auraient accentué le mouvement de rotation qui est aujourd'hui très marqué dans les galaxies spirales telles que M51 "la galaxie tourbillon", M83 ou NGC 1232 présentée ci-dessous.

Les galaxies M51, M83 et NGC 1232 (associée à la petite NGC 1232A ou Arp 41) sont marquées par un mouvement spiralé prononcé qui s'est déclenché il y a plus de 10 milliards d'années. Documents Roland Christen (MCT Astro-Physics 10"), Steven Juchnowski (Celestron C11) et NASA/ESA/STScI.

Par ailleurs, il semble exister un sens préférentiel de rotation sans qu'on puisse l'expliquer. Mais il est impossible de conclure aujourd'hui qu'il s'agit d'une tendance générale à grande échelle ou d'un épiphénomène présent dans un nombre restreint de galaxies ou d'amas.

Mais cette seule mise en rotation initiale n'explique pas la structure actuelle des galaxies. Il faut tenir compte d'autres mécanismes que nous allons décrire.

Découverte de la matière sombre

Le premier mécanisme tient compte des effets induits par la matière et l'énergie sombres qui enveloppent les galaxies et les amas et dont on connaît très peu de choses si ce n'est leur influence gravitationnelle.

La conception habituelle de la dynamique de la Voie Lactée et plus tard des autres galaxies fut bouleversée en 1930 par les mesures faites par Jan Oort qui découvrit que les mouvements des étoiles dans notre Galaxie ne corroboraient pas les effets gravitationnels. Il estima le défaut de masse à plus de 50 %. Trois ans plus tard, l'astronome suisse Fritz Zwicky[1] découvrit que pour équilibrer la force centrifuge de la Voie Lactée, la masse des étoiles devait être 10 fois supérieure aux relevés optiques. L'amas Virgo présentait le même phénomène et ce rapport était plus élevé encore pour les autres amas.

Dans les années 1970, les observations de Vera Rubin, astronome à la Carnegie Institution de Washington, de F.Hartwick de l'Université canadienne de Victoria et de W.Sargent[2] de Caltech confirmèrent ces résultats. Nous y reviendrons quand nous abordons la question de la matière sombre, l'un des problèmes du modèle Standard de la cosmologie.

Courbes de rotation des galaxies sur base du gaz HI. A gauche, la courbe supérieure entourée d'étoiles est celle mesurée dans la Voie Lactée. On remarque qu'au-delà du bulbe, la vitesse de rotation est plus ou moins constante avec une courbe plate. Les autres courbes représentent l'effet de chaque composante telle qu'elle serait s'il n'y avait que le disque stellaire, le halo ou le bulbe. On constate que la courbe observée ne respecte pas la troisième loi de Kepler qui voudrait que la vitesse de rotation diminue rapidement avec la distance au centre (selon l'inverse du carré de la distance) et trahit l'existence d'une composante obscure principalement dans le halo qui maintient la cohésion de la Galaxie. A droite, on observe le même profil dans les autres galaxies. Documents F.Combes/CNRS adapté par l'auteur.

Réalisant des spectrogrammes de la Voie Lactée et des galaxies, notamment de M31, ces analyses ont montré que la vitesse de rotation des galaxies augmentait comme prévu avec la distance - jusqu'à 1 ou 2 kpc - puis au lieu de diminuer se stabilisait ensuite jusqu'aux limites de la galaxie, soit 40 kpc dans le cas de M83, 50 kpc pour la galaxie Sb UGC 12810 et 60 kpc pour la Voie Lactée. Les courbes de rotation de M31, NGC 4378 (Sa), NGC 4565 (Sb) et M83 (Sc) sont exemplaires à ce sujet. Tous les éléments de cette structure en spirale semblent entraînés sensiblement à la même vitesse, tant en périphérie que près des bras intérieurs et n'obéissent plus à la troisième loi du mouvement de Kepler[3].

Méthodes et mesures

La courbe de rotation de la Voie Lactée obtenue par Blitz en 1980 indique que toute la matière tourne à une vitesse oscillant entre 200 et 300 km/s. Alors que l'aspect bulbeux du noyau semble indiquer que la majorité des étoiles sont tassées près du centre et un peu dispersées dans le disque stellaire, les spectrogrammes révèlent que près de 90 % de la matière est invisible et probablement située ailleurs.

Etant donné que la Voie Lactée n'est pas une structure figée mais gazeuse, comme un fluide elle devrait accuser un mouvement différentiel qui s'accentue à mesure que le temps s'écoule[4]. Comme la surface du Soleil, les étoiles de la périphérie d'une galaxie devraient donc être en retard sur la course des étoiles proches du noyau. Or ce phénomène n'est pas confirmé pour toutes les galaxies et témoigne de la présence d'une quantité importante de matière non lumineuse à plus de 5 kpc du noyau.

La densité de masse de la Voie Lactée, évaluée à 0.15 M/pc3 est 18 fois plus élevée que la valeur généralement admise. Elle confirme la réalité du modèle de la matière sombre.

Comme on le voit ci-dessous à gauche avec la Voie Lactée, en mesurant la vitesse d'un grand nombre de points (d'étoiles) à travers la Galaxie au moyen d'un spectroscopie intégral de champ, on peut construire le champ de vitesse de la Galaxie et dresser la carte des isovitesses. Cette méthode permet de représenter les galaxies sous la forme d'une "araignée" dont les extensions représentent les champs des isovitesses.

Quasiment tous les graphiques de ce type accusent un mouvement différentiel en périphérie (les courbes sont ouvertes ou inclinées). Certaines galaxies présentent également des déformations en forme de S près du noyau. Ces irrégularités témoignent de la présence d'une barre transversale, il s'agit de galaxies barrées. Enfin, certaines anomalies sont attribuées à des perturbations structurelles que l'on appelle des "ondes de densité". On y reviendra.

Ces deux méthodes cinématiques, les champs des isovitesses et les courbes de rotation permettent d'élaborer des modèles théoriques de la cinématique des galaxies et en corrolaire de simulations les interactions avec le gaz ou les étoiles du disque et entre galaxies comme on lme voit sur les deux simulations présentées ci-dessous au centre et à droite.

A gauche, le champ des isovitesses obtenu par spectroscopie d'un ensemble de points de la Voie Lactée superposé à sa structure spiralée. Document Nick Stantzos. A l'image d'une carte topographique, chaque ligne de contour correspond à une vitesse différente. Les contours bleus représentent les vitesses négatives, se rapprochant du Soleil, les rouges celles s'éloignant du Soleil. Ainsi qu'on le constate la vitesse ne varie pas linéairement en fonction de la distance mais en fonction de la latitude galactique. L'orbite du Soleil correspond à la ligne de contour "0" qui traverse cinq segments des bras de la Galaxie au cours d'une révolution qu'il effectue en 250 millions d'années à la vitesse d'environ 220 km/s. Au centre, simulation de la transformation d'une galaxie depuis la forme sphérique (cliquer sur l'image pour lancer la vidéo Mpeg de 1.2 MB). A droite, simulation de l'interaction entre M51 et M52 et de la formation du bras qui les relie.

Formation des bras spiralés

Actuellement, les astronomes ne savent pas exactement comment se forment les bras spiraux des galaxies. Car si on se base sur les lois de la mécanique des fluides, sachant que la vitesse de rotation des galaxies varie en fonction de la distance au centre, on comprend aisément que la rotation différentielle doit finir par éloigner les masses les unes des autres et détruire toute ébauche de structure spirale ou au contraire resserrer les bras autour du noyau comme une corde autour de son axe.

Les simulations montrent qu'il suffit d'une rotation galactique soit entre 300 millions et 1 milliard d'années selon les galaxies pour qu'elles soient totalement disloquées sous l'effet de leur rotation. La Voie Lactée par exemple devrait perdre toute structure spirale au bout d'un milliard d'années environ. De plus, si les bras étaient solides ils finiraient par se resserrer autour du noyau suite à leur vitesse différentielle. Or se n'est pas ce qu'on observe. Comment dans ce cas peut-on expliquer leur morphologie et le fait qu'il existe encore autant de galaxies spirales ?

La persistance des bras pendant des milliards d'années obéit à des mécanismes capables de résister à l'effet de la rotation galactique.

Deux théories ont été proposées dont les simulations expliquent assez bien la morphologie de certains types de galaxies :

- le modèle stochastique qui s'applique aux spirales floconeuses (floculentes)

- la théorie des ondes de densité qui s'applique aux autres spirales, y compris barrées.

Les spirales stochastiques

La formation des bras peut s'expliquer par la pression des vents stellaires sur ke gaz et la poussière constituant le milieu interstellair. L'effet le plus efficace et le plus marquant est celui généré par les vents stellaires émis par les étoiles géantes et massives ainsi que les supernovae. En comprimant la matière, ces vents forment de nombreuse zones turbulentes qui se transforment en région HII qui sous certaines conditions (refroidissement, condensation, accrétion) peuvent donner naissance à des étoiles qui à leur tour vont émettre des rayonnements puis des éléments lourds en fin de vie et ainsi de suite.

Ainsi, par un phénomène de contagion continu de proche en proche, des nuages de poussière et des étoiles peuvent se former sur des distances de plusieurs milliers d'années-lumière. Ensuite, sous l'effet de la rotation différentielle, toute cette matière s'étire et s'enroule autour du centre galactique en formant de petits flocons qui peuvent se réunir par autogravitation et former une structure spirale constituée de multiples bras plus ou moins discontinus. De telles galaxies sont appelées stochastiques ou floconneuses (ou floculentes).

Cette structure stochastique est bien visible dans les galaxies M101, M63 et NGC 2841 présentées ci-dessous qui présentent un grand nombre de petits bras dont la durée de vie est très courte. Ils abritent une population d'étoiles jeunes.

Trois galaxies stochastiques. A gauche, M101 qui a fait l'objet de nombreuses simulations présente une structure spirale qui s'explique par la combinaison contagieuse de la formation stellaire et la rotation différentielle. Selon les simulations, il suffit de 15 à 30 millions d'années pour obtenir cette structure. Au centre, la galaxie spirale M63 (SA(rs)bc) surnommée le "tournesol" (sunflower) appartenant au groupe de M51. A droite, la spirale NGC 2841 (SA(r)b). Documents Hubble site, NASA/ESA/STScI et Hubble/Subaru/Robert Gendler.

Toutefois, la plupart des galaxies spirales présentent des bras très bien définis comme M81 et parfois une barre nucléaire comme NGC 1300 avec une morphologie parfaitement symétrique et régulière. Les seuls effets de la contagion de la formation stellaire et de la rotation différentielle ne peuvent pas produire de telles structures très organisées et persistantes. Leur formation s'explique par la théorie des ondes de densité.

En effet, pour expliquer la persistance de la structure spiralée et sa symétrie, en 1963 l'astrophysicien suédois Bertil Lindblad[5] imagina que les galaxies formaient des structures solides, offrant le même moment angulaire près du centre et en périphérie. Nous avons des exemples caractéristiques proches avec la Voie Lactée, M31 et M81.

C'est à partir de cette idée qu'en 1964, les astrophysiciens Chian Lin et Frank Shu[6] ont posé l'existence d'ondes de densité pour expliquer la persistance des structures spiralées.

Les ondes de densité de Lin-Shu

Lin et Shu suggérèrent que les bras spiraux étaient semblables à des ondes stationnaires, permettant aux nuages d'hydrogène de s'agglomérer pour former de nouvelles étoiles. En d'autres termes, selon cette théorie les galaxies ne tournent pas contrairement à l'idée généralement admise mais c'est l'onde de matière qui se propage dans la galaxie !

Nous connaissons tous ce phénomène : c'est celui qui fait osciller un bouchon sur les vagues successives ou qui forme la vague du fameux "hola" dans les stades de football. Personne ni aucun objet ne se déplace dans le plan horizontal, mais une onde d'énergie se déplace de proche en proche.

Une galaxie spirale subit le même phénomène. Le mécanisme d'accrétion du gaz et des étoiles dans les bras spiralés fonctionne à l'image d'un embouteillage sur la route. A l'approche d'une zone de circulation plus dense, les véhicules ralentissent et s'agglomèrent en un endroit précis, le temps que le trafic redevienne fluide.

Dans une galaxie, la matière se déplace bien comme le montre la courbe de rotation ou les cartes d'isovitesses mais indépendamment de l'onde de densité. Les masses de gaz sont compressées en approchant des bras, formant des régions HII et des étoiles qui s'alignent le long des lignes de forces du champ magnétique. Lorsque la matière a traversé le bras, elle pénètre dans une région de faible densité et perd toute activité; on n'y trouve pratiquement plus de régions ionisées et peu d'étoiles. Ce modèle s'applique uniquement aux galaxies comportant deux bras spiralés. Nous y reviendrons.

A voir : Simulation d'une galaxie avec des ondes de densité (.FLV de 10 MB)

A gauche, la galaxie spirale M81 (SA(s)ab). A droite, simulation d'une galaxie spirale à deux bras symétriques similaire à M81 grâce à la théorie des ondes de densité. Notez l'apparition et la disparition des régions HII (en rouge) dans les bras spiralés et nul part ailleurs. La correspondance est assez remarquable. Documents Jay GaBany et simulation avec le logiciel Etic.

L'onde de densité ralentissant ou accélérant le déplacement de la matière, elle se marque dans la courbe de rotation d'une galaxie par une dipersion des vitesses à certaines distances au centre; elle représente un écart par rapport à la rotation de long des bras dans le champ de vitesse.

Du fait qu'elles interagissent avec la matière, les ondes de densité perdent continuellement de l'énergie, notamment à travers cette dispersion de vitesse. L'onde de densité doit donc être entretenue au fil des rotations galactiques. Selon les simulations, toute perturbation sans symétrie circulaire, par exemple l'interaction avec une autre galaxie y compris avec une petite galaxie satellite, une barre nucléaire ou l'accrétion de gaz représentent autant de réservoirs de matière pouvant alimenter les ondes de densité et assurer la persistance des bras spiralés.

Quant à la persistance de la barre nucléaire, les simulations ont montré que cette structure est en fait temporaire mais se réalimente de manière continue. Le gaz est attiré vers le centre des galaxies où le champ gravitationnel est plus fort ce qui perturbe la barre et la détruit entre 2 ou 3 milliards d'années, ce qui stabilise le disque stellaire. An fil du temps et des turbulences, ce même gaz déstabilise à nouveau le disque et une nouvelle barre se forme au bout de 2 ou 3 milliards d'années. A long terme, ce transfert de matière augmente la masse et la dimension du bulbe.

Cette théorie donne aussi plus de sens à la classification des galaxies de Hubble. Si cette théorie est correcte, elle expliquerait l'accumulation au fil du temps de matière dans le bulbe qui deviendrait plus volumineux comme on l'observe dans les galaxies spirales précoces de type Sa.

Arrivé à ce stade, le disque de la galaxie spirale deviendrait instable et présenterait une amorce de barre nucléaire, transformant la galaxie en spirale barrée de type tardif, c'est-à-dire de type SBc présentant un petit bulbe. A mesure que le disque deviendrait instable, la barre nucléaire se développerait en attirant la matière (par accrétion du gaz proche ou par interaction gravitationnelle). Le disque redevenant stable, la galaxie perdrait sa barre nucléaire et le processus recommencerait.

Toutefois, selon certains modèles, cette barre nucléaire transversale peut être modélisée par une onde permanente quasi stationnaire, combinant des ondes trailing et leading sans résonance interne.

Pour comprendre quelles sont les difficultés de modélisation que rencontrent les astrophysiciens, voyons à présent les outils permettant de simuler la morphologie et les interactions des galaxies et quelles sont leurs limites.

Deuxième partie

L'équation de Vlasov

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[1] Fritz Zwicky, Helvetica Physical Acta, 6, 1933, p110 - F.Zwicky, Physical Review Letters, 5, 290, 1937

[2] W.Sargent et F.Hartwick, Astrophysical Journal, 221, 1978, p512 - V.Rubin, W.Ford et N.Thonnard, Astrophysical Journal Letters, 225,1978, L107.

[3] Le comportement d'une galaxie est dit keplerien s'il obéit à la relation v(R) = √(GM/R), c'est grosso modo une loi en carré inverse. Cf. le dossier consacré à la cosmologie (les modèles CDM et LCDM).

[4] Dans l'exemple de la Voie Lactée, on considère que pendant que les bras proches du noyau effectuent un bon millier de révolutions en dix milliards d'années, les bras extérieurs n'accomplissent que quelques dizaines de révolutions. Cette rotation différentielle est propre à la morphologie de chaque galaxie.

[5] Bertil Lindblad, Stockholm Observatory Annals (SOA), 22, 1963, p5 - Bertil Lindblad, "On the circulation theory of spiral structure", Astrophysica Norvegica, 9, 1964, p103.

[6] Chian C. Lin et Frank H. Shu, "On the Spiral Structure of Disk Galaxies", Astrophysical Journal, 140, 1964, p646 - Chian C. Lin et Frank H. Shu, "On the Spiral Structure of Disk Galaxies, II. Outline of a theory of density waves", Proceedings of the National Academy of Sciences, 55, 2, 1966 -  Chian C. Lin et Frank H. Shu, On the Spiral Structure of Disk Galaxies III. Comparison with Observations, ApJ, 155, 1969, p721.


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