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L'univers des galaxies

Un échantillonnage de quelques galaxies. Connectez-vous sur le site de Zsolt Frei pour visualiser les images individuelles. Document Zsolt Frei/James E.Gunn/Princeton U.Press.

Evolution et transformation des galaxies (VI)

L'âge d'une galaxie ainsi que sa morphologie, autrement dit son degré évolutif, ne dépendent pas uniquement de sa place dans la classification de Hubble comment on l'a longtemps imaginé telle une progression dynamique, logique et séquentielle. Ce concept est correct mais insuffisant pour expliquer toutes les morphologies de galaxies.

Comme nous venons de l'expliquer à propos des fusions et du harassement des galaxies, nous avons des preuves aujourd'hui que leur évolution dépend autant des interactions qu'elles subissent avec d'autres galaxies au cours de leur histoire que de processus séculaires internes. Ces deux découvertes sont importantes car elles sont restées insoupçonnées durant des décennies du fait de la puissance limitée des télescopes du siècle dernier.

A part les fusions et le balayage ou l'arrachage du gaz (stripping), il existe un autres facteur important lié à l'environnement qui affecte la morphologie des galaxies : la pression dynamique externe.

Nous avons vu précédemment que les galaxies subissent fortement l'influence du vent interstellaire qui génère une pression dynamique proportionnelle au carré de la vitesse relative capable d'évacuer une bonne partie du gaz contenu dans une galaxie, le cas de NGC 4921 et ses vagues de poussière étant très révélateur.

Grâce aux télescopes spatiaux observant les galaxies dans les rayonnements X (Chandra) et infrarouge (Spitzer), les astronomes ont découvert que les galaxies rassemblées en amas sont enveloppées dans d'immenses nuages de gaz chaud intra-amas qui perturbe parfois leur morphologie au point que certaines galaxies sont littéralement déchiquetées et vouées à une mort prématurée.

Pour décrire ce phénomène et ses conséquences sur la morphologie et l'évolution des galaxies, nous allons prendre quelques exemples spectaculaires.

M31 et M32p

La galaxie d'Andromède M31, alias NGC 224 est connue pour être escortée par deux galaxies satellites brillantes, M32 d'aspect compact et NGC 205 de forme elliptique située un peu à l'écart. Nous reviendrons sur la forme de M31 à propos des découvertes récentes.

Illustration de la galaxie d'Andromède démantelant la grande galaxie M32p, fusion qui aboutit finalement à la formation de M32 et à un halo géant d'étoiles. Document Richard D'Souza.

Comme c'est le cas de la plupart des galaxies, les scientifiques savent depuis longtemps que le halo entourant M31 contient les restes de fusions galactiques. On estime qu'une galaxie aussi massive que M31 aurait absorbé des centaines de galaxies et pas uniquement des mergeurs de petite taille. A priori, il était donc difficile d'envisager remonter l'histoire de l'un d'entre eux. Mais c'était sans compter sur la puissance des superordinateurs.

Dans une étude publiée en 2018 dans "Nature Astronomy", l"astronome postdoctorant Richard D'Souza et Eric F. Bell de l'Université du Michigan ont voulu comprendre quelle était l'origine des étoiles contenues dans le halo de M31. En effet, son halo presque invisible plus vaste que la galaxie d'Andromède elle-même contient un flux d'étoiles faibles riches en métaux et d'âges intermédiaires et l'énigmatique galaxie M32 de même composition, dont l'origine restait inconnue. Toutefois, ces traces chimiques réduisent la liste des interactions et des candidats possibles.

Les chercheurs ont réalisé des simulations des interactions entre M31 et d'autres galaxies et découvert que la galaxie d'Andromède a cannibalisé une galaxie massive dénommée M32p il y a deux milliards d'années. M32p était au moins 20 fois plus massive (~2.5x1010 M) que n'importe quelle galaxie qui fusionna avec la Voie Lactée et aurait été la troisième galaxie plus massive du Groupe Local après M31 et notre Galaxie.

Cette découverte pourrait également résoudre une question ouverte de longue date. Selon les chercheurs, parmi les restes de cette fusion majeure figure la galaxie M32 (doù le "p" de progéniteur de M32p). Sa composition chimique ainsi que son aspect compact et dense représenteraient le coeur survivant du frère perdu de la Voie Lactée, à l'image du noyau indestructible d'une prune comme l'ont qualifié les chercheurs.

Cette découverte aidera également les astronomes à comprendre comment les galaxies spirales comme la Voie Lactée évoluent et survivent à des fusions majeures.

NGC 4522

NGC 4522 est située à environ 60 millions d'années-lumière dans l'amas de la Vierge et représente l'une des rares galaxies où l'effet de "stripping" est aussi spectaculaire comme on le voit ci-dessous et est en train d'expulser une bonne partie de sa matière. Pour comprendre l'origine de ce phénomène, elle a été étudiée en détails à différentes longueurs d'ondes.

Les astronomes ont calculé que cette galaxie se déplace à plus de 2700 km/s soit 10 millions de km/h à travers l'amas. Sa vitesse est tellement rapide que des vents très violents se développent à travers la galaxie qui laisse dans son sillage une bonne partie de son gaz par l'effet de cette pression dynamique, à l'image du nageur dont les cheveux sont rejetés en arrière sous l'effet de son déplacement dans l'eau.

La galaxie NGC 4522 de l'amas Virgo photographiée en lumière blanche par la caméra ACS du Télescope Spatial Hubble (gauche) et en infrarouge par le télescope spatial Spitzer (droite). Les taches brunes ou rouges représentent de manière spectaculaire des nuages d'hydrogène expulsés par la pression du vent induit par le gaz chaud intra-amas, ce qu'on appelle le "stripping". Ce gaz perdu représente des dizaines de millions d'étoiles que cette galaxie ne fabriquera pas. Les zones bleues à gauche et à droite de l'image prise par le Télescope Spatial Hubble sont des zones de formation d'étoiles. Document NASA/ESA/STScI et Suresh Sivanandam/DIAA.

NGC 4522 subit de plein front les effets du gaz intra-amas qui, bien qu'invisible sur ces photos apparaît clairement dans le rayonnement X en raison de sa température de brillance élevée. A terme, cette galaxie va perdre tout son éclat et prendre progressivement une forme elliptique, le signe de la vieillesse.

D'après les modèles, une galaxie spirale contenant peu d'hydrogène atomique peut se transformer en elliptique si son taux de formation stellaire est inhibé pendant quelques milliards d’années, comme c'est actuellement le cas de NGC 4921 évoquée précédemment.

D100 extirpée de son gaz

L'équipe de William J. Cramer de l'Université de Yale a publié en 2019 dans l'"Astrophysical Journal", les résultats d'une étude de la galaxie spirale D100 située à 330 millions d'années-lumière dans l'amas de Coma. Comme on le voit ci-dessous, de nouvelles images prises par le Télescope Spatial Hubble et le télescope Subaru de 8.2 m installé à Mauna Kea à Hawaii montrent une petite galaxie spirale privée de son hydrogène en train de plonger vers le centre de l'amas. Sous l'effet de la pression dynamique, une immense trainée de gaz et de poussière s'échappe de son noyau. A terme, cette galaxie perdra tout son gaz et deviendra une galaxie relique morte car privée de la matière nécessaire à la formation de nouvelles étoiles. Elle ne brillera que par la faible lueur rouge des vieilles étoiles. Actuellement, les bras spiraux de cette galaxie sont en train de disparaitre et son coeur contient de moins en moins de jeunes étoiles.

La galaxie D100 est l'exemple le plus spectaculaire des effets de la gravité sur une galaxie tombant au centre d'un amas. Au cours de ce processus, la galaxie D100 trace littréralement son sillon dans la matière intergalactique composée de gaz et de poussière comme le fait l'étrave d'un bateau qui repousse l'eau devant lui et laisse derrière lui un long sillage turbulent. Lorsque cette galaxie aura perdu tout son hydrogène, elle accusera une mort prématurée, ne pouvant plus créer de nouvelles étoiles. On estime que le processus de déperdition de son gaz débuta il y a environ 300 millions d'années.

La galaxie D100 située à 330 millions d'années-lumière dans l'amas de Coma (en haut à droite). D99 est située juste en-dessous à gauche. D100 mesure environ 20000 x 30000 a.l. A gauche, il s'agit d'un compositage de quatre images B (475 nm) et NIR (814 nm) réalisées par le HST entre 2010 et 2018. A droite, on y a superposé une image prise en hydrogène alpha par le télescope Subaru révélant l'extension de sa queue d'hydrogène et de poussière sur 200000 années-lumière sous l'effet de la pression dynamique. A ce jour, c'est l'image la plus spectaculaire de ce processus. Documents NASA/ESA/ M.Sun et W.Cramer.

Si ce type de processus est commun dans ce genre d'amas de galaxies, le cas de D100 est unique à plusieurs égards et les photos parlent d'elles-mêmes. Sa longue queue mince est sa caractéristique la plus inhabituelle. Composée d'un mélange de poussière et d’hydrogène gazeux, sa queue s'étend sur près de 200000 années-lumière, soit environ deux fois le diamètre de la Voie Lactée, pour une largeur de seulement 7000 années-lumière. Selon Jeffrey Kenney de l'Université de Yale et coauteur de cette étude, "la queue est remarquablement bien définie, droite et lisse, et ses bords sont nets. C’est une surprise car une telle queue n’est pas observée dans la plupart des simulations informatiques. La plupart des galaxies soumises à une pression dynamique sont plutôt désordonnées. Les bords nets et les structures filamenteuses de la queue suggèrent que les champs magnétiques jouent un rôle important dans sa formation. Des simulations montrent que les champs magnétiques forment des filaments de gaz. Sans champs magnétiques, la queue serait plus grumeleuse que filamenteuse."

Grâce au télescope Subaru, les astronomes ont découvert la queue rougeoyante de D100 en 2007 mais c'est grâce au Télescope Spatial Hubble que la présence d'hydrogène chaud dans la queue fut associée à la formation d'étoiles. En effet, sans la résolution du HST, il était difficile de dire si les émissions incandescentes d'hydrogène provenaient d'étoiles contenues dans la queue ou s'il s'agissait simplement de gaz chaud extirpé de la galaxie. Selon Cramer, "ces observations optique faites par le HST montrent que le processus d'extraction du gaz a débuté à la périphérie de la galaxie et se poursuit vers le centre, ce qui est typique de ce type de perte de masse". D'après les images du HST, dans la région centrale de D100 il y a encore beaucoup de gaz comme en témoignent les nombreux sites de formations stellaires. Cette région est le seul endroit de la galaxie où du gaz existe encore et où se forment des étoiles. Mais à présent, sa mort prématurée est annoncée.

Une autre galaxie qui suivra le même destin que D100 est la galaxie spirale D99 située à proximité. Tout son gaz a été arraché il y a 500 millions à 1 milliard d'années. Sa structure spiralée se dissipe et sa population stellaire est constituée de vieilles étoiles rouges lui donnant une couleur orangée qui contraste fortement avec la couleur encore bleutée de D100. Selon Kenney, "D100 ressemblera à D99 dans quelques centaines de millions d'années".

ESO 137-001

Un autre exemple montrant l'effet violent et dévastateur du gaz chaud intra-amas est celui de la galaxie spirale ESO 137-001 présentée ci-dessous à gauche. Cette galaxie est située dans l'amas Abell 3627, dans la constellation du Triangle Austral près du "Grand Attracteur", à quelque 220 millions d'années-lumière.

Cette galaxie est animée d'une vitesse de 2000 km/s soit environ 7 millions de km/h. Au cours de sa course folle à travers le gaz chaud intra-amas, elle subit une pression dynamique catastrophique qui souffle son gaz et sa poussière malgré sa gravité qui ne peut maintenir sa cohésion interne.

La photographie composite prise par le Télescope Spatial Hubble (la galaxie en lumière visible) et Chandra (la trainée bleue photographie dans le rayonnement X) montre en bleu ciel que des régions HII brillantes d'hydrogène moléculaire se sont formées à 130000 années-lumière du disque, dans le sillage bleuté de la galaxie. Ces zones contiennent des amas d'étoiles représentant des dizaines de millions de masses solaires. La signature rayons X permet d'évaluer la longueur de la trainée de gaz expulsé de la galaxie à plus de 400000 années-lumière et représente plus de 1 milliard de masses solaires principalement constituées de nuages froids d'hydrogène moléculaire. Avec une telle perte de gaz et de poussière, cette galaxie pourra difficilement créer de nouvelles étoiles et va vieillir prématurément.

Notons que la petite galaxie elliptique jaunâtre visible juste à droite d'ESO 137-001 est justement une galaxie ayant perdu tout le gaz et la poussière devant servir à former des étoiles.

A voir : Hubble Telescope Spies a Galaxy in Distress

ESO 137-001 en lumière blanche et X sous l'effet de la pression dynamique

Hubble: Active Galaxy NGC 1275

A gauche, la galaxie ESO 137-001 de l'amas Abell 3627 photographiée en lumière blanche (la galaxie) et dans le rayonnement X (la trainée bleue). Sa structure a été totalement disloquée par le gaz chaud intra-amas à travers lequel est évolue à 7 millions de km/h. A droite, la radiogalaxie NGC 1275, alias Perseus A est une galaxie de Seyfert 2 située dans l'amas de Persée en interaction avec un trou noir supermassif. Les filaments éjectés de la radiogalaxie sont maintenus par un champ magnétique puissant qui évite l'évaporation thermique du gaz. Documents NASA/ESA/Chandra et NASA/ESA/STScI.

NGC 1275, Perseus A

La radiogalaxie NGC 1275, alias Perseus A (3C 84) présentée ci-dessus à droite, est l'un des objets les plus brillants de l'amas de Persée qui brille à la magnitude apparente de 14.1. C'est également une source X très brillante.

Cette galaxie est en interaction avec un trou noir supermassif de 340 millions de masses solaires situé dans sa région centrale qui en train de la cannibaliser en attirant ses nuages de gaz froid et de poussière qui forment de gigantesque jets et des filaments de plasma qu'on distingue en rouge et en bleu sur la photographie.

La quantité de gaz contenu dans un filament type est d'environ 1 million de masses solaires. Ils mesurent plus de 200 années-lumière de large et sont souvent rectilignes et s'étendent jusqu'à 20000 années-lumière. Ces filaments se sont formés lorsque le gaz froid présent dans le noyau de la galaxie fut entraîné dans le sillage du trou noir.

Les astronomes se sont longtemps demandés comment des filaments aussi délicats résistaient dans un environnement aussi hostile depuis plus de 100 millions d'années. En 2008, des astronomes ont suggéré qu'un champ magnétique puissant maintient le gaz ionisé en place, empêchant l'effet de la gravité de le disloquer.

Des réseaux de filaments similaires ont été découverts autour d'autres galaxies d'amas plus éloignées. Il ne s'agit donc pas d'un phénomène isolé.

La galaxie naine LEDA 677373

A environ 14.8 millions d'années-lumière se trouve la petite galaxie LEDA 677373 alias HIDEEP J1337-3320. Il s'agit d'une galaxie naine de seulement 1430 années-lumière de diamètre membre du Groupe Centaurus A/Messier 83, un groupe complexe de galaxies à cheval entre les constellations de l'Hydre, du Centaure et de la Vierge.

Comme on le voit ci-dessous à gauche sur cette image prise en 2016 par le Télescope Spatial Hubble, LEDA 677373 rassemble quelqes étoiles pâles et du gaz lui donnant une coloration bleue. Elle compte parmi les galaxie naines bleues compactes ou BDC. Ces galaxies ont d'étranges propriétés mais étant donné leurs petite dimensions, seules les plus proches, celles appartenant au Groupe Local de galaxies peuvent êtrre étudiées.

A gauche, la galaxie naine LEDA 677373 située dans la constellation du Centaure à 14.8 millions d'années-lumière. La galaxie couvre environ 10". A droite, une image du champ de LEDA 677373 (marquée par la croix verte) et de M83 (en haut de l'image de magnitude 7.6 et couvrant 11'x10') située à 15 millions d'années-lumière. Le champ couvre environ 6°. Il s'agit du compositage d'une image du catalogue Simbad et de M83 photographiée avec une lunette apochromatique Officina Stellaire HiPer de 105 mm f/6.2 (temps d'intégration total de 1 heure à 1600 ISO avec calibration et traitement d'image).

LEDA 677373 contient une grande quantité de gaz qui pourrait former des étoiles. Toutefois, comme le disent les astronomes, cette galaxies "refuse obstinément" d'en former. Pour comprendre pourquoi, les astronomes l'ont étudiée à différentes longueurs d'ondes afin de déterminer l'âge de ses étoiles. Leurs observations ont montré que cette galaxie existe au moins depuis 6 milliards d'années et a donc eu tout le temps de former des étoiles.

Si elle n'a pas formé plus d'étoiles ce n'est pas parce que LEDA 677373 était "obstinée" mais plutôt parce qu'elle fut l'infortunée victime de la galaxie spirale barrée toute proche M 83 située à 15 millions d'années-lumière soit à 200000 a.l. de distance qui semble lui avoir extirpé tout son gaz, l'empêchant de former de nouvelles étoiles.

Abell 2147 et 2151

Uun autre phénomène de balayage du gaz se manifeste également dans les deux amas de galaxies Abell 2147 et Abell 2151 distants d'environ 2° situés au coeur du superamas d'Hercule comprenant environ 200 galaxies situées entre 430 et 500 millions d'années-lumière, l'ensemble faisant partie du "Grand Mur CfA".

Dans l'amas Abell 2147 présenté ci-dessous à gauche, le gaz interstellaire de nombreuses galaxies est plus chaud que le gaz intra-amas, ce qui explique qu'il domine sur l'évaporation thermique liée au déplacement des galaxies dans le gaz chaud intra-amas.

Dans l'amas Abell 2151 présenté ci-dessous à droite, on découvre beaucoup de galaxies spirales mais peu d'elliptiques. C'est un jeune amas de galaxies baignant dans un milieu riche en gaz et en poussière.

A gauche, la partie centrale de l'amas Abell 2147 situé à ~475 millions d'années-lumière comprenant la chaîne de galaxies Arp 324. A droite, l'amas Abell 2151 situé à 450 millions d'années-lumière au coeur du superamas d'Hercule (SCl 160). Il se trouve à ~2° au NNE de l'amas Abell 2147. Photographie réalisée par Bob Franke avec un télescope RCOS de 317 mm f/9. Temps d'intégration total LRGB de 12.2 heures.

Etant donné son âge, la densité de galaxies par volume d'espace est encore faible et le rayonnement X est moins intense que dans l'amas Abell 2147. Toutefois, bien que l'attraction gravitationnelle n'ait pas encore resserré les membres du groupe et balayé le gaz des galaxies par la pression dynamique, Abell 2151 contient quelques galaxies en interactions (par ex. NGC 6050-IC 1179, NGC 6040A/B, NGC 6043A/B, NGC 6045-NGC 6045B-NGC 6045C, etc.).

Dans les deux cas, on constate que le processus de balayage du gaz contenu dans les galaxies est plus puissant que l'interaction gravitationnelle qui interagit entre elles.

Ces divers exemples supportent l'idée que l'évolution de la morphologie d'une galaxie dépend non seulement des interactions gravitationnelles qu'elle peut entretenir avec ses voisines mais également de l'intensité et de l'origine de la pression dynamique, qu'elle soit issue d'un processus de balayage ou d'évaporation thermique du gaz. Le champ magnétique joue également un rôle en bloquant la dispersion du gaz et en s'opposant dans une certaine mesure aux effets du champ gravitationnel.

Structure et effet du champ magnétique

NGC 4217

Le champ magnétique de la galaxie NGC 4217 enregistré par le VLA en 2020 et son aspect optique (dans l'encart). Documents Y.Stein et al./VLA/NRAO (VLA) et Fabien Neyer (Vis.).

Dans un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2020, Yelena Stein du Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS) et ses collègues ont étudié la galaxie spirale NGC 4217 située à 67 millions d'années-lumière dans la Grande Ourse, présentée à droite.

Cette image montre toute l'étendue du champ magnétique de cette galaxie spirale vue de profil. Selon Stein, "Cette image montre clairement que lorsqu'on pense à des galaxies comme la Voie Lactée, il ne faut pas oublier qu'elles ont des champs magnétiques à l'échelle de la galaxie".

L'image est un compositage d'une photo prise en optique grâce au télescope du Kitt Peak dans le cadre du sondage SDSS (Sloan Digital Sky Survey), tandis que les lignes de force du champ magnétique, représentées en bleu, furent enregistrées par l'installation radioastronomique Karl Jansky (ex-VLA). A titre de comparaison, dans l'encart figure une photo optique de la galaxie prise par l'amateur Fabien Neyer.

Les lignes de force du champ magnétique s'étendent jusqu'à 22500 années-lumière au-dessus du disque de la galaxie. Les champs magnétiques jouent un rôle important dans de nombreux processus, tels que la formation des étoiles au sein des galaxies. Cependant, on ne comprend pas totalement comment des champs magnétiques aussi énormes sont générés et se maintiennent. La meilleure théorie actuelle fait appel au concept de la dynamo : les champs magnétiques sont générés par le mouvement du plasma dans le disque de la galaxie.

Quant à savoir ce qui génère les grandes extensions verticales, les théories sont plus spéculatives et les astrophysiciens espèrent que d'autres observations et analyses répondront à certaines des questions en suspens.

En revanche, d'autres galaxies vues de profil comme NGC 891, NGC 3628, NGC 4945, NGC 5775 ou NGC 1808 vue de biais, ne possèdent pas ces extensions magnétiques, ni d'ailleurs de halo radioélectrique. Comme la Voie Lactée, ces galaxies présentent un disque épais situé à environ 1 kpc soit 3200 années-lumière au-dessus du plan galactique et constitué de vieilles étoiles. Dans la plupart des cas, le champ magnétique est approximativement aligné dans le plan du disque.

NGC 4631

L'une des premières preuves de l'influence du champ magnétique sur la morphologie d'une galaxie fut apportée en 1988 par l'équipe de E.Hummel de l'Institut Max Planck de Radioastronomie (MPIFR) qui étudia l'émission radioélectrique polarisée de la "galaxie de la Baleine", NGC 4631 alias Caldwell 32 présentée ci-dessous à gauche située à environ 25 millions d'années-lumière dans les Chiens de Chasse.

Cette galaxie présente de grands lobes radioélectriques perpendiculaires à son plan qui correspondent aux émissions du gaz chaud qui l'enveloppe et uniquement détectable par ses émissions X. En lumière blanche, cette galaxie présente des bandes de poussières obscures.

Quand on superpose les trois images, on constate que les nuages de poussières s'alignent verticalement suivant les lignes du champ magnétique (cf. Y.Sofue, PASJ, 1987).

Des effets similaires ont été observés dans la galaxie NGC 253 du Sculpteur par C.L.Carilli et al. ou encore dans NGC 4666 par M.Dahlem et ses collègues.

A gauche, la galaxie NGC 4631 présentant des bandes de poussières alignées verticalement dans le sens des lignes du champ magnétique. Au centre, la combinaison des images visibles et X de la galaxie NGC 4631 révèle son immense halo de gaz chaud de 2.7 millions de degrés. Les régions où naissent les étoiles apparaissent en rouge et en blanc. A droite, NGC 253 photographiée avec un télescope RCOS de 400 mm f/11.3. Documents SDSS, NASA/STScI/Chandra et Star Shadows Remote Observatory/CTIO.

M33

Un autre bel exemple de l'influence de ce champ magnétique et de la poussière sur la morphologie et la formation de certaines galaxies est donné par M33, l'une des galaxies les plus proches située à environ 2.9 millions d'années-lumière dans la constellation du Triangle. C'est une petite galaxie spirale (type SA(s)cd) qui contient environ 40 milliards d'étoiles soit six fois moins que la Voie Lactée.

La photographie présentée à droite est une combinaison en fausses couleurs d'une image enregistrée par le HST et le télescope Spitzer. Le canal bleu correspond à l'UV lointain émis par les jeunes étoiles irradiant l'espace d'une lueur bleue, le canal vert correspond au proche UV des étoiles d'âge intermédiaire illuminant l'espace d'une lueur verte et le canal rouge correspond à l'émission infrarouge de la poussière riche en molécules organiques.

L'image met en évidence (en rouge) les zones chaudes où la poussière a aborbé le rayonnement UV des jeunes étoiles situées dans les bras de la galaxie.

 Dans certaines régions de M33, on observe de grandes quantités de poussière ce qui suggère que soit les jeunes étoiles sont cachées par les nuages obscurs soit que des étoiles plus éloignées réchauffent la poussière. Dans certaines régions extérieures de la galaxie (en vert-bleu), c'est le contraire : il y a des nurseries de jeunes étoiles et très peu de poussière.

Enfin, une étude au radiotélescope confirme que les bras de M33 s'alignent le long des lignes de force du champ magnétique.

A gauche, combinaison des images UV, visibles et IR de la galaxie M33. Les zones chaudes sont codées en rouge. Document NASA/JPL. A droite, image composite (optique en gris, hydrogène en rouge, poussière en proche IR en jaune) de la galaxie M82 située à ~12 millions d'années-lumière de la constellation de la Grande Ourse. Le champ magnétique détecté par l'instrument à haute résolution HAWC+ embarqué à bord de SOFIA représenté par des lignes de courant, semble suivre les flux d'émissions bipolaires (en rouge) générés par les intenses éruptions nucléaires. Le vent galactique entraîne donc non seulement la matière mais également le champ magnétique. Document NASA/SOFIA/E.Lopez-Rodiguez; NASA/Spitzer/J. Moustakas et al.

M82

Les effets du champ magnétique sont également visibles dans la galaxie irrégulière M82 de la Grande Ourse présenté ci-dessus à droite. Grâce à l'observatoire SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) constitué d'un télescope de 2.70 m embarqué à bord d'un Boeing 747SP équipé d'un polarimètre imageur FIR HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera-plus), en 2018 Terry Jay Jones de l'Université du Minnesota et ses collègues ont découvert que le supervent galactique émis depuis le centre de cette galaxie n'entraîne pas que de la matière : il entraîne également le champ magnétique. En effet, le supervent s'aligne le long des lignes du champ magnétique, entraînant avec lui une très grande quantité de gaz et de poussières dont la masse est estimée entre 50 et 60 millions de masses solaires. Cette matière est étirée sur 2000 années-lumière, autant que la largeur du faisceau du supervent. Les résultats de cette étude furent publiés dans les "Astrophysical Journal Letters" en 2019.

Selon Terry Jones, "l'étude des champs magnétiques intergalactiques et de leur évolution est essentielle pour comprendre l'évolution des galaxies au cours de l'histoire de l'univers". A ce titre, l'instrument SOFIA et son polarimètre FIR apportent de nouvelles perspectives sur les champs magnétiques.

Les galaxies bleues

Les galaxies bleues reprennent sous un nom générique plusieurs morphologies galactiques très différentes mais qui présentent malgré tout des similitudes comme par exemple un taux très élevé de production d'étoiles (starburst) ou un nombre important d'étoiles pauvres en métaux (donc jeunes et bleutées). Il y a notamment les galaxies naines bleues compactes ou BCD (Blue Compact Dwarf), les Petits Points Bleus ou LBD (Little Blue Dots) et les "Blueberries" (les myrtilles). Mentionnons à part les galaxies bleues diffusant la lumière intra-amas car leurs propriétés sont différentes.

La galaxie naine compacte bleue ESO 338-4 siuée dans la constellation de la Couronne Australe. Document NASA/ESA/STScI.

Les galaxies naines bleues compactes (BCD)

Les BCD tirent leur nom des régions extrêmement bleues de formations stellaires qui se trouvent souvent dans leur noyau. Un exemple typique est la galaxie ESO 338-4 présentée à droite située à 100 millions d'années-lumière dans la Couronne Australe. Elle doit sa forme chaotique à une interaction galactique qui a perturbé les nuages ​​de gaz et de poussière et a conduit à la formation rapide d'une nouvelle génération d'étoiles.

La région centrale de cette galaxie est peuplée d’étoiles jeunes et brillantes consommant énormément d’hydrogène. Ces étoiles sont massives et vouées à une courte existence. En effet, malgré leurs vastes réserves d'hydrogène, les réactions de nucléosynthèses qui se déroulent dans le noyau de ces étoiles brûlent leur combustible à un taux accéléré et elles auront épuisé toutes leurs réserves dans quelques millions d’années, soit au moins cent fois plus vite que le Soleil. La plupart de ces étoiles exploseront en supernovae.

Les Petits Points Bleus (LBD)

Comme leur nom l'indique, les LBD ressemblent à de petits points bleus sur les photographies des amas de galaxies. Ils n'existent que dans l'univers lointain à z > 2 et jusque z ~ 5 soit entre 10 et 12.2 milliards d'années-lumière. Ces objets se sont donc formés environ 1.5 milliard d'années après le Big Bang, c'est-à-dire à la même époque que les proto-amas de galaxies et sont donc très jeunes (ils représentent moins de 1% de l'âge de l'Univers au moment de leur observation).

Debra Meloy Elmegreen du Vassar College et Bruce Elmegreen de la Division Recherche d'IBM ont publié en 2017 dans les "Astrophysical Journal Letters" (en PDF sur arXiv) les résultats de leur étude des LBD dont quatre photos sont présentées ci-dessous (z est moyenné pour l'amas). Ces LBD furent identifiés dans l'amas de Pandore (Abell 2744) et MACS J0416.1-2403 présenté un peu plus bas.

Les agrandissements révèlent des objets compacts bleus aux contours flous de 0.15" de diamètre, ce qui représente un diamètre physique de ~300 à 1175 années-lumière selon leur distance, ce qui est en moyenne 10 fois plus petit que le Grand Nuage de Magellan (7000 a.l.). Leur masse représente quelques millions de masses solaires seulement, soit environ 10000 fois moins que la masse visible de la Voie Lactée ou 1000 fois moins que celle du Grand Nuage de Magellan (10 milliards de M). Ce sont donc des objets très petits et peu massifs.

Au-dessus, gros-plans sur quelques "Petits Points Bleus" ou LBD identifiés dans les amas de galaxies de Pandore (Abell 2744) et MACS J0416.1-2403. En dessous, les simulations. Documents D.Meloy Elmegreen et B.Elmegreen (2017).

Les analyses révèlent que ces petites galaxies n'ont pas de structure ni de disque externe très étendu et résident à la limite de la résolution des télescopes de la classe VLT ou Hubble. En revanche, ces LBD présentent des taux de formations stellaires très élevés : 10000 étoiles/an contre 3.1 étoiles/an pour les "Blueberries et 1 seule étoile/an pour la Voie Lactée de nos jours. Une telle production est capable de former des amas globulaires massifs (au moins un par LBD). Selon les chercheurs, ces LBD n'ont pas disparu à l'époque actuelle mais se sont transformés et représenteraient les amas globulaires massifs et très âgés situés en périphérie des galaxies naines.

Les Blueberries

Ce sont des galaxies naines bleues à sursauts d'étoiles (de la famille des galaxies Starbursts) présentes dans l'univers local (z ≤ 0.05 soit ≤ 680 millions années-lumière). Elles ressemblent aux LBD et aux "Petits Poids" (les "Green Peas" qui sont des LAE à faible redshift) mais sont plus pâles et créent un peu moins d'étoiles. Dans deux études publiées par Huan Yang et ses collègues en 2017 et en 2018, les chercheurs confirment que ces galaxies mesurent moins de 3000 années-lumière de diamètre, elles présentent une très forte ionisation ([OIII]/[OII] ~10−60) et affichent l'une des plus faibles métallicités parmi les galaxies Starbursts.

Selon Yang et ses collègues, si on les compare aux autres petites galaxies apparentées comme les LBD, les "Petits Pois" et les galaxies émetteurs Lyman-α (LAE) à haut redshift, elles seraient les contreparties des galaxies "Petits Pois" et des LAE et donc leurs cousines ou le jeune soeur.

Les galaxies bleues diffusant la lumière intra-amas

Ces galaxies diffusent la lumière intra-amas (intracluster light) émise par de jeunes étoiles bleues généralement nichées dans un nuage de poussière et de gaz. Elles résultent d'une fusion récente de galaxies. On observe ce phénomène de manière spectaculaire dans l'une des galaxies de l'amas Abell S1063 alias RXC J2248.7-4431 situé dans la constellation de la Grue à z=0.35 soit 3.9 milliards d'années-lumière et dans l'amas de galaxies MACS J0416-2403 situé dans la constellation d'Eridan à z=0.42 soit ~4.5 milliards d'années-lumière présentés ci-dessous. Cette lueur est produite par toutes les étoiles orphelines qui n'appartiennent plus à aucune galaxie, ayant été éjectées lors d'une interaction violente lors de la fusion galactique et dérivant librement dans l'amas.

A gauche, l'une des galaxies "bleues" de l'amas de galaxies Abell S1063. En réalité la couleur n'est pas aussi bleue (voir le texte). On distingue également les effets d'une lentille gravitationnelle (les arcs brillants). A droite, l'amas de galaxies MACS J0416.1-2403 dont voici une photo prise grâce au HST et décalée vers l'infrarouge où elle rayonne le plus. Dans les deux cas, la lueur enveloppant ces galaxies provient de la lumière intra-amas produite par de jeunes étoiles orphelines moins riches en métaux que les étoiles ordinaires. Cette lueur est un bon indicateur de la répartition de la matière sombre dans l'amas. Documents NASA/ESA/STScI et M.Montes/U.NSW.

Soulignons que ces photos sont des empilements couleurs (RGB) d'images individuelles prises en noir et blanc. L'équipe de Mireia Montès a choisi le bleu arbitrairement pour augmenter le contraste des galaxies situées à l'arrière-plan. C'est la même lueur qui est émise par le rayonnement X (cf. ce composite optique/X/radio de MAC J0416). En réalité, si nous pouvions observer de près ces deux amas sans aucun filtre, en raison du nombre important d'étoiles relativement pauvres en métaux, ils seraient légèrement moins rouges que les galaxies massives des amas dont le pic spectral se situe en infrarouge, raison pour laquelle les chercheurs les ont représentées en bleu.

Les astronomes ont constaté que la lumière intra-amas correspond étroitement avec la carte de distribution des masses dans le champ gravitationnel global de l'amas. Cela fait de cette lueur intra-amas un bon indicateur de la répartition de la matière sombre invisible dans cet amas. Abell S1063 et MACS J0416.1-2403 sont de rares exemples où cette lueur "bleue" est la plus apparente offrant une correspondance bien meilleure que les cartographies rayons X utilisées dans le passé pour tracer la matière sombre.

Voyons à présent le cas particulier de la formation des galaxies elliptiques qui pose quelques problèmes aux astrophysiciens depuis plusieurs décennies.

Prochain chapitre

La formation des galaxies elliptiques

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