Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

L'univers des galaxies

Document J.Kromendy adapté par l'auteur.

Modèle de la formation et de l'évolution galactique (VIII)

Les différents scénarii que nous avons évoqués montrent clairement que l'histoire des galaxies est complexe, déterrminée par de nombreux évènements combinant différents types de structures, chimies et populations stellaires, des galaxies d'amas et du champ.

Comme toujours, la réalité est plus complexe que la théorie. Dans les faits, les données observationnelles ne sont pas aussi évidentes que celles prédites par les modèles décrivant la structure hiérachique des galaxies tandis que les exceptions (par exemple l'évolution rapide de certaines galaxies ou l'arrêt de leur évolution) sur lesquelles nous reviendrons indiquent clairement les limites du modèle galactique standard.

Si on exclut temporairement les cas particuliers qui par nature restent peu nombreux parmi les milliards de galaxies analysées (voir plus bas), on peut résumer la formation et l'évolution des galaxies à partir de deux approches résumées dans le tableau de droite : il y a d'une part l'évolution séculaire interne des galaxies et d'autre part les effet de l'environnement.

La première méthode utilisée par les astrophysiciens consiste à se concentrer sur les évènements initaux formant les protogalaxies (en bleu) depuis l'effondrement des grands nuages de gaz après le découplage et la formation ultérieure des étoiles de Population III et les conséquences qu'entraînèrent leurs interactions et leurs fusions (vert), y compris au sein des amas.

Mais les galaxies peuvent évoluer d'une autre manière, ce qu'on appelle l'évolution séculaire interne. Ce processus a longtemps été négligé en raison du manque de preuves observationnelles mais également de la faible puissance des ordinateurs jusqu'à la fin des années 1970. C'est John Kromendy de l'Université du Texas qui fut l'un des premiers astronomes à démontrer l'importance de ce processus.

L'évolution séculaire interne se manifeste lorsque les composantes internes d'une galaxie interagissent entre elles (en rouge). C'est notamment par ces mécanismes qu'une galaxie acquiert sa barre nucléaire ou ses bras spiralés dont la vitesse de rotation angulaire est différente de celle des autres éléments de la galaxie, la forçant à évoluer.

Les observations ainsi que les simulations numériques à n corps ont montré que l'évolution séculaire explique de nombreux détails de la structure des galaxies, y compris la formation des "grumeaux" sombres dans les bras proches du noyau (par exemple M64 surnommée "l'oeil noir", alias NGC 4826 entrevue précédemment) dont les propriétés sont identiques à celle de la matière du disque et différentes de celle du bulbe.

Après avoir expliqué comment les galaxies se forment et évoluent, terminons cette revue en décrivant comment se sont formées les protogalaxies, c'est-à-dire les toutes premières galaxies apparues pendant les Ages Sombres, quelque part entre 300000 ans et 1 milliard d'années après le Big Bang.

Naissance des protogalaxies

Nous savons aujourd’hui que la classification de galaxies de Hubble correspond à différentes stades d'évolutions[18] qui dépendent des interactions de la galaxie avec son milieu, y compris avec les autres membres de l'amas. Mais cette séquence évolutive n'explique pas comment sont nées les galaxies.

Les étapes clés de l'évolution générale de l'Univers. Document S.G. Djorgovksi/Caltech Digital Media Center adapté par l'auteur.

Pour connaître l'origine des galaxies et la manière dont elles ont évolué, nous devons nous tourner vers les cosmologistes et les physiciens qui étudient les premiers instants de l'Univers lorsque celui-ci baignait dans une soupe de particules et de rayonnement de très haute énergie. C'est en effet aussi loin dans le temps qu'il faut remonter pour trouver les protagonistes de cette histoire. La clé de l'évolution des galaxies notamment repose sur ce qui s'est produit quelques instant après la formation de l'Univers, à travers ce que les cosmologistes appellent l'équation d'état de l'Univers.

Comme en thermodynamique classique, il s'agit de contrainte sur un mélange, dans ce cas-ci entre la pression et la densité d'énergie de l'Univers, définie par trois composantes : l'énergie, la matière et le vide y compris l'effet de la constante cosmologique sur le taux d'expansion.

Le modèle faisant consensus est le modèle cosmologique du Big Bang allié aux théories de l'inflation et ΛCDM[19]. Le sujet étant vaste, nous le détaillerons en cosmologie où nous détaillerons également la formation des galaxies.

Les galaxies primordiales contenaient beaucoup de gaz ionisé formé à l'époque de la recombinaison et de la réionisation de l'Univers, deux phases importantes qui débutèrent vers 380000 ans après le Big Bang comme l'explique le schéma présenté à gauche.

Selon les modèles galactiques, toutes les protogalaxies eurent ce qu'on appelle une phase "galaxie sombre", durant laquelle elles furent incapables de former des étoiles car les conditions n'étaient pas réunies en termes de température, de densité et même parfois de quantité de gaz nécessaire. En théorie, on peut donc découvrir ces galaxies sous forme d'Émetteurs Lyman Alpha (sources LAE) à n'importe quelle distance ou décalage vers le rouge, bien que les quelques candidates découvertes à ce jour se situent à plus de 11 milliards d'années lumière ou z ≥ 2.4.

Environ 100 millions d'années après le Big Bang, vers z=30 lorsque la gravitation vainquit l'énergie du rayonnement, la masse de Jeans était de l'ordre de 1012 M et était matérialisée par des nappes de gaz diffus d'environ 150000 années-lumière de diamètre; il s'agissait des prémices des protogalaxies. En leur sein, le même effondrement s'est produit, des zones plus froides et plus denses mesurant tout au plus une fraction d'année-lumière se sont effondrées, donnant naissance aux premières étoiles hypergéantes bleues et chaudes. En quelques dizaines ou centaines de millions d'années, ces étoiles instables ont explosé en supernovae, rejetant dans l'espace leurs gaz et leurs métaux lourds qui sont venus enrichir le milieu interstellaire et le coeur des protogalaxies et des quasars, alimentant la deuxième génération d'étoiles.

Vers 1 milliard d'années après le Big Bang, les régions HII actives des premières galaxies donnèrent naissance à beaucoup d’étoiles très lumineuses qui consumèrent rapidement tout leur hydrogène et leur hélium.

Les premières galaxies étaient formées 2 milliards d'années après le Big Bang, vers z=3 alors que les grandes galaxies comme la Voie Lactée mirent entre 7 et 8 milliards d'années pour se former. C'est également vers z=3 qu'on retrouve la concentration maximale de quasars et les plus anciens amas globulaires.

On estime que le taux de production des étoiles atteignit son paroxysme entre 3 et 4 milliards d'années après le Big Bang. Depuis, en moyenne il est devenu au moins cent fois plus faible et continue à diminuer.

Echantillon de galaxies similaires à la Voie Lactée analysées au cours du sondage SDSS 3D et classées en fonction de leur âge. Document Frontier Fields/NASA/ESA/STScI adapté par l'auteur.

Si ces premières galaxies existent encore, sous l'effet des interactions gravitationnelles, elles ont probablement fusionné avec de plus grandes galaxies et présentent aujourd’hui une population de vieilles étoiles (Population II) à laquelle se mêle de grandes quantités de poussière, leur donnant une coloration rougeâtre; elles se sont transformées en elliptiques géantes et beaucoup se sont rassemblées dans le coeur des galaxies.

Les galaxies elliptiques géantes constituent souvent les membres les plus brillants des amas riches extragalactiques. On a d’abord cru qu’elles avaient une structure et une dynamique similaires à celles des étoiles. Mais elles tournent sur elles-mêmes beaucoup plus lentement qu’un corps fluide, et leur dynamique apparaît vraisemblablement liée à un équilibre triaxial (d’où leur forme ellipsoïdale).

Des simulations indiqueraient que ces galaxies qui présentent pour la plupart une forte concentration centrale sont pour certaines le résultat de l’interaction de galaxies spirales qui se sont relaxées au terme d’un mouvement graduellement amorti. Ces interactions ont dissipé le gaz qu'elles contenaient dans l'espace, contribuant au gaz chaud intra-amas, le restant formant de nouvelles étoiles[20].

Dans d'autres exemples, ainsi que nous l'avons expliqué, c'est la pression dynamique qui a vidé les galaxies spirales de leur gaz et donc de leurs étoiles potentielles, précipitant leur vieillisement sous forme de galaxies elliptiques. Si les galaxies elliptiques pululent dans l'Univers, elles restent six fois moins nombreuses que les galaxies spirales.

Quant aux plus petites galaxies (naines), vu leur faible masse, elle se sont perdues dans les amas et les courants galactiques et finirent par fusionner avec la galaxie hôte qui les captura.

Il y a aussi les petites galaxies irrégulières qui soit résultent d'une collision et finiront en elliptique soit elle n’ont pas eu la masse suffisante pour développer des bras spiraux. Les étoiles naissent et meurent en désarticulant continuellement les champs gravitationnels.

Enfin, les galaxies naines qui contiennent de nombreuses étoiles bleues sont peut-être les résidus de galaxies peu structurées qui ont été disloquées par l’explosion des étoiles de la première génération. La plupart d’entre elles sont relativement jeunes, distances de quelques milliards d’années-lumière tout au plus.

Ceci résume dans les grandes lignes les caractéristiques du modèle galactique standard sachant qu'il comprend de nombreux sous-modèles plus adaptés à la description de certains types de galaxies ou de certaines phases évolutives.

Un modèle signifie abstraction non seulement dans le sens mathématique mais aussi le fait qu'il écarte certaines données par simplification ou par ignorance. Si la première rend les solutions parfois simplistes et peu réalistes face à la réalité, la seconde est involontaire mais peut avoir des conséquences plus inattendues et même invalider le modèle si par la suite on identifie cette donnée manquante et qu'il s'avère par exemple qu'elle joue un rôle majeur. Aujourd'hui, il peut s'agir de la matière noire, de l'énergie sombre, du rôle des neutrinos, des particules faiblements interactives ou d'objets encore inconnus dont l'influence pourrait expliquer certains détails du comportement des galaxies. En tout cas, nous savons du fait de l'approximation des modèles qu'ils souffrent d'un manque de précision en raison de variables "cachées" ou manquantes et qu'il faut y remédier.

C'est justement en comparant certaines galaxies aux prédictions des modèles de l'évolution galactique que les astronomes ont découvert des anomalies : le modèle galactique ne prévoyait pas l'existence de ces galaxies dans leur état actuel !

Deux cas particuliers ont récemment été décrits, celui de la galaxie ZF-COSMOS-20115 en 2017 et NGC 1277 en 2018.

Des galaxies atypiques

Par atypique, il s'agit d'une galaxie dont certaines caractéristiques (morphologie, couleur, densité, activité, composition, masse, etc) sont anormales comparées à celles d'autres galaxies du même type. Ces galaxies ne rentrent pas dans le modèle Standard ni aucun modèle galactique. Bien qu'elles soient par nature peu nombreuses, on ne peut pas évoquer l'argument ou le proverbe "l'exception confirme la règle" qui justement, dans ce cas-ci, invalide ladite théorie (cf. le critère de falsification). Ce sont des cas particuliers qui vont exiger une révision des modèles.

NGC 1277 : rouge et morte

La galaxie NGC 1277 fait partie de l'amas de galaxies de Persée ou Abell 426 situé à environ 230 millions d'années-lumière et comprenant plus de 1000 galaxies identifiées dont une bonne dizaine sont relativement brillantes (Mv~13-15). NGC 1277 fut découverte par Lord Rosse en 1875 à la magnitude 14.7 et atteint même la magnitude 13.8 en lumière bleue. Elle mesure 24"x 9", son diamètre réel étant de 54000 années-lumière.

Cette galaxie fut longtemps cataloguée parmi les elliptiques. Mais selon une étude publiée en 2012 par Remco van den Bosch de l'Institut Max Planck et ses collègues dans la revue "Nature", il s'agit d'une galaxie lenticulaire naine classée S0d dont la masse est estimée à 120 milliards de masses solaires. Elle abrite un trou noir supermassif d'environ 17 milliards de masses solaires (il compte parmi les plus massifs) ce qui représente 59% de la masse totale du bulbe stellaire alors que la valeur moyenne est de... 0.1% ! Cette particularité est déjà une anomalie qu'il faudra expliquer. Mais ce n'est pas sa seule particularité.

NGC 1277 au coeur de l'amas de galaxies de Persée photographié par le HST. Document NASA/ESA/M.Beasley et al. Voici une photo de cet amas prise par Jay Gabany avec un télescope RCOS de 500 mm f/8.2 (temps d'intégration total en LRGBHα de 31.4 heures).

On savait depuis quelques années que cette galaxie abritait une vieille population d'amas globulaires de couleur rouge signifiant que leurs étoiles étaient riches en métaux (les amas globulaires dont les étoiles sont pauvres en métaux étant bleutés), ce qui lui valut d'être considérée comme une galaxie "relique". En effet, les amas globulaires rouges sont les plus anciens, ceux contenant des étoiles bleues étant plus jeunes, ces étoiles représentant les "laissées pour compte" des fusions de petites galaxies naines avec la galaxie principale. NGC 1277 s'est formée il y a environ 12 milliards d'années et mit environ 100 millions d'années pour former toutes ses étoiles au rythme soutenu d'environ 1000 étoiles par an.

Selon les statistiques, 0.01% des galaxies massives soit une galaxie massive sur 1000 présente ces caractéristiques; ce sont en fait des galaxies "rouges et mortes" mais qui rime mieux en anglais : "red and dead", que les Anglo-saxons ont surnommées "red nuggets" ou galaxies rouges.

Dans une étude publiée en 2018 dans la revue "Nature", Michael A. Beasley de l'Institut d'Astrophysique des Canaries et ses collègues ont confirmé que cette galaxie est pratiquement dépourvue d'amas globulaires bleus. Cela signifie que depuis sa formation, pendant des milliards d'années cette galaxie n'a plus fusionné avec d'autres galaxies et que les étoiles errantes n'ont pas formé d'amas globulaires ou que ceux-ci n'ont plus attiré de nouvelles étoiles.

Le paradoxe est que cette galaxie se situe dans un amas qui n'est pas encore relaxé et donc le rythme des rencontres et des fusions galactiques reste élevé et elle pourrait donc facilement former des amas globulaires bleus. Alors pourquoi n'en contient-elle pas ?

Les chercheurs ont découvert plusieurs raisons pouvant expliquer ce phénomène. D'abord sa vitesse de déplacement est plus élevée que la moyenne : elle traverse l'amas de Persée à 900 km/s (par comparaison la Voie Lactée se déplace à ~600 km/s dans le Groupe Local), une vitesse trop élevée pour avoir le temps de fusionner avec d'autres galaxies. Pour en être convaincus, les chercheurs ont simulé des fusions galactiques avec NGC 1277 et découvert que sa masse stellaire pouvait dans le meilleur cas s'alourdir de seulement 10% par fusion de mergeurs.

Ensuite, comme la majorité des amas de ce type, le gaz intra-amas de Persée contient un gaz chaud qui empêche la formation d'étoiles.

Enfin, son trou noir supermassif est tellement imposant qu'il se serait formé en même temps que la galaxie et aurait rapidement accrété tout le gaz nécessaire à la formation des étoiles. Résultat, à court de carburant la nouvelle génération d'étoiles n'a pas pu se former et NGC 1277 resta dans son état primordial. Reste à confirmer que ce trou noir noir doit une partie significative de sa masse à l'accrétion du gaz contenu à l'origine dans cette galaxie, ce qui ne sera pas évident à démontrer. Toutefois, une découverte soutient cette hypothèse : la galaxie rouge MRK 1216.

MRK 1216 : une relique rouge

La petite galaxie rouge MRK 1216 est située dans la constellation de la Licorne (Monoceros) à 295 millions d'années-lumière (z=0.021) du Soleil. Visuellement, elle ressemble aux autres galaxies elliptiques ou lenticulaires en apparence calmes mais cent fois plus éloignées (z~2). Sa proximité la rend donc très intéressante à étudier.

MRK 1216 mesure environ 18200 années-lumière de diamètre mais brille avec une luminosité équivalente à environ 140 milliards de Soleil, soit presque 5 fois supérieure à celle de la Voie Lactée alors qu'elle est 5 fois plus petite. Par rapport à sa taille, c'est donc une galaxie très massive. Elle fait partie des galaxies rouges surnommées "red nuggets". Cette famille comprend également les galaxies compactes NGC 1277 présentée ci-dessus et PGC 032673 alias ESO 318-2, toutes des petites galaxies massives.

Comme on le voit ci-dessous, quand on étudie les contours de MRK 1216 à grande échelle, dans un rayon de 100" ou 150000 années-lumière on constate qu'elle est enveloppée dans un halo sphérique. Cette forme ne s'explique pas par la dynamique de la galaxie dont le gaz et les étoiles lui donnent une forme oblate (une sphère aplatie aux pôles). Ce halo est vraisemblablement composé de matière sombre.

En 2017, Anna Ferré-Mateu de l'Université Swinburne de Technologie d'Australie et ses collègues publièrent un article dans les "MNRAS" montrant que MRK 1216 et PGC 032673 (mais également NGC 1277) sont des galaxies reliques de l'univers primordial.

A gauche, image optique de la petite galaxie rouge et massive MRK 1216 prise par le Télescope Spatial Hubble. A droite, carte d'isodensités (isophotes) de MRK 1216 basée sur l'image précédente. Le champ couvre ~150" soit ~70 kpc (~228000 a.l.). L'encart reproduit le profil de la surface de brillance dans les 15" centraux. La galaxie de forme elliptique (oblate) est enveloppée dans un halo sphérique composé de matière sombre. Documents A.Yildirim et al. (2015).

En étudiant MRK 1216 au moyen du spectrographe installé sur le télescope Gemini North, les astronomes ont constaté que la dispersion des vitesses atteint 425 km/s au centre alors que les vitesses ne dépassent pas ~180 km/s en périphérie. Etudiée en optique et au radiotélescope, cette galaxie présente également un jet émis par une source ponctuelle située au centre. MRK 1216 est en fait un AGN.

Dans un article publié en 2017 dans l'"Astrophysical Journal", Jonelle K. Walsh de l'Université de Californie à Iirvine et ses collègues montrèrent grâce à des modélisations informatiques basées sur les données observationnelles que les caractéristiques de cette galaxie s'expliquent par la présence d'un trou noir supermassif comptant parmi les plus imposants d'environ 5 milliards de masses solaires caché en son centre.

Dans une nouvelle étude publiée en 2018 dans les "MNRAS" (en PDF sur arXiv), l'équipe de l'astrophysicien Norbet Werner de l'Université Eötvös Loránd de Hongrie réanalysa MRK 1216 et PGC 032673 respectivement situées à z=0.021 et z=0.025, c'est-à-dire bien plus près que les galaxies rouges habituelles sitées vers z ~ 2 soit plus de 10 milliards d'années-lumière. Les chercheurs arrivèrent à la conclusion que depuis 13 milliards d'années, ces deux galaxies n'ont pas interagi avec d'autres galaxies et la formation d'étoiles fut interrompue au profit de la croissance de leur trou noir supermassif central.

Alors que la plupart des galaxies ont fusionné avec d'autres galaxies au cours des milliards d'années qui se sont écoulés, un petit nombre de galaxies rouges a réussi à traverser la longue histoire de l'Univers sans interactions. Ces galaxies offrent une opportunité unique aux astrophysiciens pour étudier comment ces galaxies et le trou noir supermassif qu'elles abritent ont évolué après des milliards d'années d'isolement.

Grâce au satellite rayons X Chandra, pour la première fois en 2018 les astronomes ont pu étudier le gaz chaud dans MRK 1216 et PGC 032673. Ce gaz chaud émettant des rayons X contient l'empreinte de l'activité générée par le trou noir supermassif caché dans chacune de ces galaxies.

A gauche, profil de densité optique en couleurs arbitraires de la galaxie rouge (red nugget) MRK 1216 basé sur une photo prise par le Télescope Spatial Hubble. L'image s'étend sur environ 30" ou 50000 a.l. Par son aspect, sa brillance et sa masse, cette galaxie ressemble aux elliptiques géantes. Mais c'est surtout un AGN LINER émettant des ondes radios et X. A droite, MRK 1216 en rayons X à la même échelle que l'image optique. Ce rayonnement provient de l'interaction du gaz environnant avec un trou noir supermassif de ~5 milliards de masses solaires qui a accrété toute la matière, empêchant la formation d'étoiles. Documents HST/T.Lombry et CXC adapté par l'auteur.

Dans un trou noir supermassif, en raison des champs gravitationnels et magnétiques intenses, la matière accrétée peut être redirigée vers l'extérieur à une vitesse relativiste sous forme d'un jet bipolaire. Cette émission très énergétique peut contrecarrer la formation d'étoiles. En effet, les explosions de matière qui se produisent dans le voisinage d'un tel trou noir représentent une puissante source de chaleur empêchant le gaz interstellaire chaud de la galaxie de se refroidir suffisamment pour permettre la formation d'un grand nombre d'étoiles.

Les chercheurs ont constaté que la température du gaz chaud est plus élevée au centre de MRK 1216 que dans son environnement, phénomène probablement lié à la réactivation récente du trou noir. De plus son temps de refroidissement est assez court, ~50 millions d'années, suggérant qu'une source de chaleur maintient sa haute température.

Deux autres indices confirment cette hypothèse. D'une part, on observe une émission radio provenant du centre de la galaxie, typique de la signature du jet bipolaire d'un trou noir. D'autre part, on observe une émission de rayons X très faible à proximité du trou noir; en 0.5 et 7 keV sa luminosité X est de ~7x1041 erg/s soit environ 100 millions de fois inférieure à la luminosité d'Eddington (limite où la pression de radiation - du rayonnement - est équilibrée par la force de gravité du trou noir). Ce faible niveau de rayons X est typique des trous noirs produisant des jets. Elle est aussi typique d'un AGN LINER, c'est-à-dire dont la région centrale est active mais dont les raies d'émissions sont peu ionisées (LINER, Low-Ionization Nuclear Emission-line Region).

Comme on le voit ci-dessus à droite, ce rayonnement X s'étend bien au-delà de la population stellaire, dans un rayon dépassant 180000 années-lumière, c'est-à-dire de la taille du halo. Sa luminosité est du même ordre de celle des galaxies elliptiques géantes brillantes.

Tous ces indices concordant suggèrent que l'activité générée par le trou noir supermassif situé au centre de ces galaxies rouges empêche la formation de nouvelles étoiles.

Toutefois, les trous noirs et le gaz chaud peuvent se réunir d'une autre manière. Selon les auteurs, dans chacune de ces galaxies, une grande partie de la masse du trou noir s'est accumulée par accrétion du gaz chaud entourant ces galaxies. En effet, les trous noirs de MRK 1216 et PGC 032873 comptent parmi les plus massifs connus, avec des masses estimées d'environ 5 milliards de masses solaires. Leur masse correspond à quelques pourcents des masses combinées de toutes les étoiles existant dans les régions centrales de ces galaxies alors que dans la plupart des galaxies, le rapport est presque 10 fois inférieur.

Selon Massimo Gaspari de l'Université de Princeton, coauteur de cette étude, "non seulement ces trous noirs empêchent la formation de nouvelles étoiles, mais ils peuvent aussi s'accaparer une partie de ce matériel galactique et s'en nourrir".

ZF-COSMOS-20115

Nous savons que bon nombre de galaxies vieillissent prématurément, elles dissipent tout leur gaz avant de créer suffisamment d'étoiles pour assurer leurs vieux jours et n'atteignent pas l'âge de la Voie Lactée ou des vieilles galaxies elliptiques. C'est un mécanisme normal qu'on peut généralement expliquer dans le cadre des modèles galactiques. Mais ZF-COSMOS-20115 n'obéit pas à ce modèle ni à aucun autre.

Cette galaxie lointaine fut étudiée par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Karl Glazebrook de l'Université de Technologie Swinburne en Australie (SUT) dont les résultats furent publiés dans la revue "Nature" en 2017.

Les chercheurs ont étudié ZF-COSMOS-20115 au moyen du spectrographe MOSFIRE installé sur le télescope Keck I de 10 m de diamètre parfaitement adapté à l'étude des objets du ciel profond en proche infrarouge.

Cette galaxie se situe à z=3.717 et s'est formée 1.65 milliard d'années après le Big Bang. Sa masse stellaire (qui n'est pas sa masse totale ou virielle) représente 170 milliards de masses solaires (1.7x1011 M) soit 5 fois supérieure à celle de la Voie Lactée mais sa taille est 12 fois plus petite et de ce fait elle est beaucoup plus dense : quelque 300 milliards d'étoiles sont rassemblées dans une région d'à peine 1300 années-lumière de diamètre (équivalente à la distance qui nous sépare de la Grande Nébuleuse d'Orion, M42) ! Mais curieusement, cette galaxie est un "monstre d'inactivité" comme l'ont qualifiée les astronomes.

La raison est qu'à l'époque où nous l'observons, elle présente une couleur rouge et paraît très calme alors que sa masse prouve que moins d'un milliard d'années après le Big Bang, elle produisait des étoiles au taux excessivement élevé de 5000 masses solaires par an (contre 1 masse solaire pour la Voie Lactée de nos jours). Or depuis, elle a perdu tout son gaz, s'est pour ainsi dire asséchée et a viré au rouge comme toutes les galaxies contenant de vieilles étoiles épuisées incapables d'en former de nouvelles.

A voir : Massive dead galaxy found in the early universe

Illustration de l'évolution de la Voie Lactée comparée à celle de la galaxie ZF-COSMOS-20115. A gauche, la Voie Lactée de nos jours avec la bifurcation du bras d'Orion à l'avant-plan à l'intersection de laquelle se trouve le Soleil. Au centre, son aspect présumé 1.65 milliard d'années après le Big Bang sous l'aspect d'une galaxie naine riche en gaz 50 fois moins massive qu'aujourd'hui. À droite, à la même époque, ZF-COSMOS-20115 avait déjà épuisé tout son gaz, ne formait plus aucune étoile et était devenue rouge. Aujourd'hui, cette galaxie est 12 fois plus petite que la Voie Lactée. Aucun modèle galactique n'explique un vieillissement aussi précoce. Document SUT adapté par l'auteur.

Comme on le voit sur l'illustration ci-dessus, si nous la comparons à l'évolution de la Voie Lactée, à la même époque notre Galaxie n'était qu'une petite galaxie naine à peine spiralée présentant 1/50e de sa masse actuelle. Les deux galaxies ont donc subi une évolution totalement différente.

Les chercheurs se demandent comme de telles galaxies arrêtent brusquement de former des étoiles. Jusqu'aux années 2010-2015, les modèles suggéraient que les galaxies "mortes" surnommées les "nuggets rouges" (red nuggets) ne devaient exister qu'aux alentours de 3 milliards d'années après le Big Bang, le temps nécessaire pour épuiser lentement leurs réserves de gaz. Or ZF-COSMOS-20115 s'est consumée bien plus rapidement.

Cette découverte établit un record, celui de la galaxie massive rouge la plus ancienne. Selon Glazebrook, c'est un cas extrêmement rare mais qui soulève également un nouveau défi aux astrophysiciens car ils doivent dorénavant modéliser l'évolution galactique en intégrant ce cas particulier bien tôt que prévu dans leur scénario... Parmi les pistes envisagées, les astrophysiciens vont revoir les hypothèses et autres présomptions des conditions qui prévalaient durant les deux premiers milliards d'années après le Big Bang, la réponse étant forcément dans les propriétés de l'Univers à cette époque ancestrale. Il est donc important qu'ils découvrent des galaxies et des étoiles très lointaines et plus âgées que cette galaxie. On y reviendra à propos des découvertes récentes et des galaxies les plus lointaines.

En guise de conclusion

Si nous comprenons globalement comment se forment les galaxies, de nombreuses questions restent en suspens concernant.leur cinématique et notamment la formation précise des bras spiraux, de la barre nucléaire, des anneaux extérieurs et des coquilles multiples qui font encore l'objet de discussions et de tentatives de simulations. En effet, l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies cache encore des zones d’ombres car les observations se sont longtemps limitées au spectre visible. Or comme nous l'avons expliqué, depuis l’avènement des satellites et des gigacams CCD, les astronomes sont en mesure de sonder le ciel profond dans des rayonnements inaccessibles aux moyens traditionnels, en infrarouge, dans les rayonnements X et gamma, là où le décalage spectral enregistre ses plus grands records, à deux doigts de la main du Créateur.

Grâce à ces outils et en collaboration avec les physiciens et les cosmologistes, l'astronome est capable de mieux comprendre la diversité des corps célestes et est aujourd'hui mieux placer qu'hier pour assembler ce puzzle astronomique qui nous paraît tous les jours à la fois plus cohérent mais également plus complexe. La recherche continue.

Ceci étant dit, l'univers des galaxies va bien au-delà de ces descriptions. Nous détaillerons dans d'autres articles la structure des amas de galaxies dont beaucoup contiennent des lentilles gravitationnelles et donc également de la matière sombre, la structure de l'Univers à grande échelle caractérisée par les superamas de galaxies et passerons également en revue les découvertes récentes concernant notamment quelques galaxies exceptionnelles par la taille, la masse, la luminosité ou la morphologie.

Pour plus d'informations

Sur ce site

Les découverte récentes

Les galaxies les plus lointaines

Les amas de galaxies

La structure de l'Univers 

La cinématique des galaxies (simulations)

Download (articles historiques et documents divers)

Bases d'images et de données

Hubble legacy Archive (base de données d'images brutes)

Hubble site gallery

Heck Yeah Galaxies

Celestial atlas, C.Seligman

Base de données SIMBAD (~8 millions d'objets)

ALADIN Lite

Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Palomar Sky Survey (POS, DSS)

Catalog of Rich Clusters of Galaxies (Abell, 4073 amas)

Cosmic Flow 2 (plus de 8000 galaxies)

Herschel-ATLAS (~250000 galaxies)

GAMMA (~300000 galaxies)

The 2dF Galaxy Redshift Survey (2.2 millions de galaxies)

Zsolt Frei galaxy catalog (113 galaxies)

Stellarium (logiciel de planétarium)

WordWide Telescope

WikiSky (Sky-Map)

Google Sky

Galaxy Zoo (identifier les galaxies)

A catalog of elliptical galaxies with shells, David Malin et Dave Carter, ApJ, 274, 15 nov 1983, p534-540

Arp Atlas de C.Seligman

Atlas of peculiar galaxies, Halton Arp, IPAC/Caltech, 1966

Catalogue NGC/IC

Catalogue NGC/IC (fichier Excel d'environ 14600 objets)

Catalogue NGC, John Dreyer,1888

Wolfgang's Steinicke's database (NGC/IC révision 2000)

Steve Gottlie (notes sur les objets NGC)

Le catalogue NGC interactif en ligne, SEDS

Catalogues de William Herschel (Royal Society)

Catalogue de Mille Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles, 1786

Catalogue de deux Milles Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles, 1789

Catalogue de 500 Nouvelles Nébuleuses, Etoiles Nébuleuses, Nébuleuses Planétaires et Amas d'Etoiles, 1803

Catalogue de Nébuleuses et d'Amas d'Etoiles, 1863

Logiciels de simulation

Colliding galaxies, Pixel Gravity, EtiC

Galaxy 3D screensaver, Galaxy Collider, Gravit

Universe Sandbox2, Space Engine

Winding, Galaxie spirale (pour anciens OS compatibles Windows XP)

Simulations des collisions galactiques

Milky Way vs Andomeda As Seen from Earth, HubbleCast (YouTube) 

Galaxy Collisions - Simulation vs Observations, STScI (YouTube)

NASA supercomputer simulation of colliding galaxies (YouTube)

Cosmic Colliding Galore!, Hubble Site

Galaxy Collision, ESO/NCSA

Models of Merging Galaxies, Chris Mihos, Case Western Reserve University

Articles de John Dubinsky

Ressources

Comment calculer les distances extrêmes ? (activer la traduction), YouTube

Simulation numérique pour expliquer les brutales naissances d'étoiles lors de fusions entre galaxies, INSU/CNRS, 2010

Disques et Barres dans les Galaxies Elliptiques (PDF), Bulletin 25, CFHT, 2010

Dynamique du gaz et formation stellaires dans les galaxies elliptiques et les galaxies à haut redshift, Lauriane Delaye, Obs.Paris, 2009

Evolution des galaxies - Interactions, fusions, et accretion de gaz (thèse), Frédéric Bournaud, LERMA, 2006

Les galaxies dans leur contexte cosmologique (PDF, Cours M2), David Elbaz, CEA

Properties of galaxies (PDF, Cours 386C), J.Kormendy, U.Texas

HI Line, NRAO

Tides in colliding galaxies, P.-A.Duc/F.Renaud, Caltech, 2012

Galaxy Disks, P.C. van der Kruit et K.C. Freeman, 2011

What nearby clusters can teach us about galaxy formation and evolution (PDF), Matthew Colless/AAO, 2011

The Formation and Evolution of Clusters of Galaxies in Different Cosmogonies, A.Huss et al., ApJ., 1997; MNRAS, 2013

A propos du Mont Palomar

Hale Telescope, Caltech

Palomar skies (blog)

Popular Science, 1934

Revues

Espace & Astrophysique

Ciel & Espace

Pour la Science

Sky & Telescope

Livres en français

Astronomie, Astrophysique, A. Acker, Dunod, 2005/2013

Galaxies et Cosmologie, Françoise Combes et Misha Haywood, Ellipses, 2009

Mystères de la formation des Galaxies. Vers une nouvelle physique?, Françoise Combes, Dunod, 2008

A la découverte des galaxies, Alessandro Boselli, Ellipses Marketing, 2007

Etoiles et galaxies, N.Audard et al., Hachette, 2004

J'observe les objets de Messier, O'Meara, Broquet Lavoie, 2002

Les objets de Messier, Bernard Guillaud-Saumur et Olivier Réthoré, Masson, 1995; Dunod, 2002

Les objets de Messier, Antoine Broquet, Broquet Lavoie, 1995

Astrophysique - Galaxies et Cosmologie, Françoise Combes et al., InterEditions/Editions du CNRS, 1991

Galaxies, Timothy Ferris, Mazarine, 1983

Etoiles et galaxies, Thornton Page, Marabout Université, MU 110, 1966

Livres en anglais

Galaxy: Mapping the Cosmos, James Geach, Reaktion Books, 2015

Dynamics of Galaxies, Giuseppe Bertin, Cambridge University Press, 2000/2014

The Milky Way - An Insider's Guide, William Waller, Princeton University Press, 2013

Local Group Cosmology, s/Dir David Martinez-Delgado, Cambridge U.Press, 2013

The Multiwavelength Atlas of Galaxies, Glen Mackie, Cambridge University Press, 2011

Galaxy Formation and Evolution, Houjun Mo, Frank van den Bosch et Simon White, Cambridge University Press, 2010

Galaxy Formation and Evolution, Hyron Spinrad, Springer Praxis Books, 2005/2010

Galactic Dynamics, James Binney et Scott Tremaine, Princeton Series in Astrophysics, 2008

Galaxies in the Universe, Linda S. Sparke et John S. Gallagher, Cambridge University Press, 2007

The de Vaucouleurs Atlas of Galaxies, Ronald J.Buta et al., Cambridge University Press, 2007

Galaxy Formation, Malcolm S. Longair, Springer-Verlag, 2000/2007

Astrophysics of Gaseous Nebula and Active Galactic Nuclei, D.E. Osterbrock/G.J. Ferland, University Science Books, 2005

Galaxy Morphology and Classification, Sidney van den Bergh, Cambridge University Press, 1998

Galactic Astronomy, James Binney et Michael Merrifield, Princeton Series in Astrophysics, Princeton Series in Astrophysics, 1998

Atlas of Compact Groups of Galaxies, Paul Hickson, Gordon and Breach Science Publishers (CH), 1994

The Carnegie Atlas of Galaxies (2 vol.), Allan Sandage, Carnegie Institution of Washington, 1994

Atlas of Galaxies, Allan J.B.Sandage, NASA SP-496, Superintendent of Documents, US Government Printing Office, 1988

The Color Atlas of Galaxies, James D. Wray, Cambridge University Press, 1988

Galaxies, Timothy Ferris, Thames and Hudson, 1980; Sierra Club, 1982

The Virial Theorem in Stellar Astrophysics, George W. Collins, Pachart Publ. House, 1978

The Hubble Atlas of Galaxies, A.Sandage, Carnegie Institue of Washington, 1961

The Realm of the Nebulae, Edwin Hubble, Yale University Press, 1935/1985.

Retour à l'Astrophysique

Page 1 - 2 - 3 - 4 - 5 - 6 - 7 - 8 -


[18] J.Peebles et al., Nature, 381, 1996, p489 - A.Dressler, Nature, 379, 1996, p613.

[19] J.Silk, Physics Today, April 1987, p28.

[20] D.Merritt, Science, 259, 1993, p1867.


Back to:

HOME

Copyright& FAQ