GALAXIE: CARACTÉRISTIQUES, COMPOSANTS, TYPES, FORMATION - ARTE - 2024

Une galaxie est un conglomérat d'objets astronomiques et de matière, tels que des nuages ​​de gaz et de poussière, des milliards d'étoiles, des nébuleuses, des planètes, des astéroïdes, des comètes, des trous noirs et même beaucoup de matière noire, le tout structuré grâce à la force de gravité.

Notre système solaire fait partie d'une grande galaxie spirale appelée la Voie lactée. Ce nom dérivé du grec peut être traduit par «chemin du lait», en raison de sa similitude avec une bande faiblement éclairée qui traverse la sphère céleste.

Figure 1. La belle galaxie lenticulaire connue sous le nom de Sombrero Galaxy M104 dans la constellation de la Vierge, à 29,35 millions d'années-lumière, vue avec le télescope Hubble. Source: Wikimedia Commons.

Les nuits d'été claires, on peut très bien l'observer entre les constellations du Scorpion et du Sagittaire, car dans cette direction se trouve le noyau et où la densité des étoiles est beaucoup plus élevée.

Histoire de la découverte des galaxies

Le grand penseur et mathématicien grec Démocrite d'Abdera (460-370 av.J.-C.) a été le premier à suggérer - à son époque il n'y avait pas de télescopes - que la Voie lactée était en fait composée de milliers d'étoiles si éloignées que l'on ne pouvait pas en distinguer. autre.

Il a fallu un certain temps avant que Galilée (1564-1642) ne soit d'accord avec lui, quand, en pointant son télescope, il découvrit qu'il y avait plus d'étoiles dans le ciel qu'il ne pouvait en compter.

Galileo Galilei - Source: Domenico Tintoretto

C'est le philosophe allemand Immanuel Kant (1724-1804) qui a émis l'hypothèse que la Voie lactée était composée d'autant de milliers de systèmes solaires et que le tout avait une forme elliptique et tournait rythmiquement autour d'un centre.

En outre, il a également suggéré que d'autres ensembles d'étoiles et de planètes existaient comme la Voie lactée et les a appelés univers insulaires. Ces univers insulaires seraient visibles de la Terre sous forme de minuscules et faibles taches de lumière.

20 ans plus tard, en 1774, apparaît le catalogue Messier, une compilation de 103 objets de l'espace lointain visibles à ce jour et réalisée par l'astronome français Charles Messier (1730-1817).

Parmi ceux-ci, il y avait des candidats pour les univers insulaires, connus simplement sous le nom de nébuleuses. La nébuleuse M31 était l'une d'entre elles, connue aujourd'hui comme la galaxie voisine d'Andromède.

William Herschel (1738-1822) étendrait la liste des objets de l'espace lointain à 2500 et décrivit d'abord la forme de la Voie lactée. Cependant, les scientifiques n'avaient pas encore réalisé que certaines nébuleuses comme M31 étaient elles-mêmes d'énormes conglomérats d'étoiles similaires à la Voie lactée.

Un télescope avec une résolution suffisante était nécessaire et il pourrait être acheté en 1904 lorsque l'énorme télescope de l'observatoire du mont Wilson en Californie a été construit avec un miroir de 100 pouces de diamètre. Ce n'est qu'alors que la taille de l'univers est devenue apparente, car la Voie lactée, déjà immense, n'est qu'une galaxie, parmi d'innombrables conglomérats.

En 1924, Edwin Hubble (1889-1953) réussit à mesurer la distance à l'une de ces nébuleuses en spirale, observant les étoiles en forme de Céphéide dans l'objet M31, la nébuleuse en forme de spirale la plus remarquable appelée Andromède.

Les céphéides sont des étoiles qui changent périodiquement de luminosité et ceci est proportionnel à la période. Les plus brillants ont des périodes plus longues.

D'ici là, Harold Shapley (1885-1972) avait estimé la taille de la Voie lactée, mais elle était si grande qu'il était convaincu que la nébuleuse d'Andromède se trouvait à l'intérieur de la Voie lactée.

Cependant, Hubble a déterminé que la distance aux Céphéides d'Andromède était beaucoup plus grande que la taille de la Voie lactée et ne pouvait donc pas être trouvée à l'intérieur. Andromède, comme la Voie lactée, était une galaxie à part entière, bien qu'elle soit restée longtemps appelée «nébuleuse extragalactique».

Caractéristiques générales

Les galaxies ont une forme et, comme nous le verrons plus loin, elles peuvent être classées selon ce critère. Ils contiennent également de la masse et ne sont pas du tout des entités statiques, car ils ont du mouvement.

Il existe des galaxies géantes et très brillantes, comme la Voie lactée et Andromède, mais aussi des galaxies appelées «naines», jusqu'à mille fois moins brillantes. Pour se familiariser avec les tailles, il est utile de connaître certaines unités de mesure utilisées en astronomie. Nous avons d'abord l'année-lumière.

L'année-lumière est une unité de distance égale à la distance parcourue par la lumière en un an. Puisque la vitesse de la lumière est de 300 000 km / s, multipliée par le nombre de secondes en 365 jours, le résultat est d'environ 9 milliards et demi de kilomètres.

À des fins de comparaison, la distance entre le Soleil et la Terre est de 8,5 minutes-lumière, soit environ 150 millions de kilomètres, ce qui équivaut à peu près à une UA ou une unité astronomique, utile dans les mesures au sein du système solaire. L'étoile la plus proche du Soleil est Proxima Centauri à 4,2 années-lumière.

L'AU donne lieu à une autre unité largement utilisée: le parsec ou parallaxe d'une seconde d'arc. Le fait qu'un point soit à la distance d'un parsec signifie que sa parallaxe est égale à 1 seconde d'arc entre la Terre et le Soleil.La figure suivante le clarifie:

Figure 2. Schéma pour définir le parsec. Source: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Taille, mouvement et composition chimique

Les tailles des galaxies sont extrêmement variées, allant de si petites qu'elles ont à peine un millier d'étoiles, aux galaxies elliptiques géantes dont nous parlerons en détail plus tard.

Ainsi, nous avons notre Voie lactée d'environ 100 000 années-lumière de diamètre, étant une grande galaxie, mais pas la plus grande. NGC 6872 mesure 520 000 années-lumière de diamètre, environ 5 fois le diamètre de la Voie lactée, et est la plus grande galaxie spirale connue à ce jour.

Les galaxies ne sont pas statiques. D'une manière générale, les étoiles et les nuages ​​de gaz et de poussière ont des mouvements de rotation autour du centre, mais toutes les parties d'une galaxie ne tournent pas à la même vitesse. Les étoiles au centre tournent plus vite que les étoiles extérieures, dans ce qu'on appelle la rotation différentielle.

En ce qui concerne la composition chimique, les éléments les plus courants dans l'univers sont l'hydrogène et l'hélium. À l'intérieur des étoiles, comme un réacteur à fusion nucléaire, les éléments les plus lourds que nous connaissons sont formés grâce au tableau périodique.

La couleur et la luminosité des galaxies changent avec le temps. Les galaxies plus jeunes sont plus bleues et plus brillantes que les plus anciennes.

Les galaxies en forme d'ellipse tendent vers le rouge, avec de nombreuses étoiles plus anciennes, tandis que les irrégulières sont les plus bleues. Dans les galaxies en forme de spirale, le bleu est concentré vers le centre et le rouge vers la périphérie.

Composants des galaxies

Lors de l'observation d'une galaxie, des structures telles que les suivantes peuvent être identifiées, présentes dans la Voie lactée, qui a été prise comme modèle car c'est la mieux étudiée:

Disco et halo

Les deux structures de base de notre galaxie sont le disque et le halo. Le disque est dans le plan médian défini par la galaxie et contient une grande quantité de gaz interstellaire qui donne naissance à de nouvelles étoiles. Il contient également de vieilles étoiles et des amas ouverts - un groupement d'étoiles mal structuré.

Il convient de noter que toutes les galaxies n'ont pas le même taux de formation d'étoiles. On pense que les galaxies elliptiques ont un taux beaucoup plus faible, contrairement aux spirales.

Le Soleil est situé dans le disque galactique de la Voie lactée, sur le plan de symétrie et comme toutes les étoiles du disque, il orbite autour de la galaxie suivant un trajet approximativement circulaire et perpendiculaire à l'axe de rotation galactique. Il faut environ 250 millions d'années pour terminer une orbite.

Le halo recouvre la galaxie avec un volume sphéroïdal moins dense, car c'est une région avec beaucoup moins de poussière et de gaz. Il contient des amas globulaires, des étoiles groupées par l'action de la gravité et beaucoup plus anciennes que le disque, des étoiles individuelles et aussi la matière dite sombre.

La matière noire est un type de matière dont la nature est inconnue. Il doit son nom au fait qu'il n'émet pas de rayonnement électromagnétique et son existence a été proposée pour expliquer le fait que les étoiles à l'extérieur se déplacent plus rapidement que prévu.

La vitesse à laquelle une étoile se déplace par rapport au centre de la galaxie dépend de la façon dont la matière est distribuée, car c'est l'attraction gravitationnelle qui lui est due qu'une étoile reste en orbite. Une vitesse plus rapide signifie qu'il y a plus de matière qui ne peut être vue: la matière noire.

L'ampoule, le noyau galactique et la barre

En dehors du disque et du halo, dans la galaxie il y a le renflement, le renflement central ou noyau galactique, où il y a une plus grande densité d'étoiles, étant donc très lumineux.

Sa forme est à peu près sphérique - bien que celle de la Voie lactée ressemble plus à une arachide - et en son centre se trouve le noyau, composé d'un trou noir, un fait qui semble être commun dans de nombreuses galaxies, en particulier dans les spirales.

Les objets qui sont à proximité du noyau tournent, comme nous l'avons dit, beaucoup plus rapidement que ceux qui sont plus éloignés. Là, la vitesse est proportionnelle à la distance au centre.

Certaines galaxies spirales comme la nôtre ont une barre, une structure qui traverse le centre et d'où émergent des bras spiraux. Il y a plus de galaxies spirales barrées que non barrées.

On pense que les tiges permettent le transport de la matière des extrémités vers l'ampoule, l'épaississant en favorisant la formation d'étoiles dans le noyau.

Figure 3. Composantes de la Voie lactée. Le Soleil est dans l'un des bras et a un mouvement de rotation autour du centre de la galaxie, ainsi qu'un mouvement vertical. Source: Wikimedia Commons.

Types de galaxies

La première chose qui est appréciée lors de l'observation des galaxies à travers le télescope est leur forme. La grande galaxie d'Andromède, par exemple, est en forme de spirale, tandis que son compagnon NGC 147 est elliptique.

Le système de classification des galaxies est basé sur leur forme et le plus utilisé aujourd'hui est le diapason ou la séquence Hubble, créé vers 1926 par Edwin Hubble, puis modifié par lui-même et d'autres astronomes, à mesure que de nouvelles informations sont apparues.

Hubble a conçu le schéma en pensant qu'il représentait une sorte d'évolution de la galaxie, mais aujourd'hui, on sait que ce n'est pas le cas. Les lettres sont utilisées dans la séquence pour désigner les galaxies: E pour les galaxies elliptiques, S pour les galaxies spirales et Irr pour les galaxies de forme irrégulière.

Figure 4. Le diapason Hubble. Source: Wikimedia Commons.

Galaxies elliptiques

A gauche, au col du diapason, se trouvent les galaxies elliptiques représentées par la lettre E. Les étoiles qui les composent sont réparties de manière plus ou moins uniforme.

Le nombre qui accompagne la lettre indique à quel point la galaxie est elliptique -élipticité-, en commençant par E0, qui est le plus sphérique, à E7, qui est le plus aplati. Aucune galaxie d'ellipticité supérieure à 7 n'a été observée. En désignant ce paramètre par є:

Є = 1 - (β / ɑ)

Avec α et β comme demi-axes majeurs et mineurs apparents respectivement de l'ellipse. Cependant, cette information est relative, car nous n'avons que la vue de la Terre. Par exemple, il n'est pas possible de savoir si une galaxie représentée sur le bord est elliptique, lenticulaire ou spirale.

Les galaxies elliptiques géantes sont parmi les plus grands objets de l'univers. Ce sont les plus faciles à observer, bien que des versions beaucoup plus petites, appelées galaxies elliptiques naines, soient beaucoup plus abondantes.

Figure 5. Galaxie elliptique NGC 1316, dans la constellation Fornax, fusionnant avec une autre galaxie plus petite. Source: Crédit d'image: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

Galaxies lenticulaires et spirales

Les galaxies lenticulaires sont en forme de disque, sans bras en spirale, mais elles peuvent être barrées. Leur nomenclature est S0 ou SB0 et ils sont juste à la fourche de la figure. En fonction de la quantité de poussière (zones à forte absorption) sur votre disque, elles sont subdivisées en S01, SB01 à S03 et SB03.

Les galaxies S sont les galaxies spirales appropriées, tandis que les SB sont les galaxies spirales barrées, car les spirales semblent se projeter d'une barre à travers le renflement central. La grande majorité des galaxies ont cette forme.

Les deux classes de galaxies se distinguent tour à tour par le degré d'aisance des bras spiraux et sont marquées en minuscules. Ceux-ci sont déterminés en comparant la taille du plus gros renflement avec la longueur du disque: L renflement / L disque.

Figure 6. La belle galaxie spirale d'Andromède dans la constellation de Cassiopée. Source: Wikimedia Commons Image de la NASA).

Par exemple, si ce quotient est ≈ 0,3, les galaxies sont notées Sa s'il s'agit d'une simple spirale, ou SBa si elle est barrée. Dans ces derniers, les spirales semblent plus serrées et la concentration d'étoiles dans les bras est plus ténue.

Au fur et à mesure que la séquence continue vers la droite, les spirales semblent plus lâches. Le rapport renflement / disque pour ces galaxies est: L renflement / L disque ≈ 0,05.

Si une galaxie a des caractéristiques intermédiaires, jusqu'à deux lettres minuscules peuvent être ajoutées. Par exemple, la Voie lactée est classée par certains comme SBbc.

Galaxies irrégulières

Ce sont des galaxies dont la forme ne correspond à aucun des modèles décrits ci-dessus.

Hubble lui-même les a divisés en deux groupes: Irr I et Irr II, où les premiers ne sont que légèrement plus organisés que les seconds, car ils ont quelque chose qui rappelle la forme des bras en spirale.

Les galaxies Irr II sont, pourrions-nous dire, amorphes et sans structure interne reconnaissable. Les deux Irr I et Irr II sont généralement plus petits que les galaxies elliptiques ou les galaxies spirales majestueuses. Certains auteurs préfèrent les appeler des galaxies naines. Parmi les galaxies irrégulières les plus connues se trouvent les nuages ​​magellaniques voisins, classés comme Irr I.

Figure 7. Galaxie irrégulière NGC 5408, découverte dans la constellation du Centaure par John Herschel en 1834. Au début, on pensait qu'elle était une nébuleuse planétaire. Source: Wikimedia Commons.

Après la publication de la séquence de Hubble, l'astronome français Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) a suggéré de supprimer les nomenclatures Irr I et Irr II et d'appeler les Irr I, qui ont des bras spiraux, comme des galaxies Sd-SBd, Sm - SBm ou Im (Le "m" est pour la galaxie magellanique).

Enfin, les galaxies dont la forme est vraiment irrégulière et sans aucune trace de spirale, sont simplement appelées Go. Avec cela, la classification moderne est restée la suivante:

Comment se forment les galaxies?

La formation des galaxies fait l'objet de discussions actives aujourd'hui. Les cosmologistes pensent que l'univers primitif était assez sombre, rempli de nuages ​​de gaz et de matière noire. Cela est dû à la théorie selon laquelle les premières étoiles se sont formées quelques centaines de millions d'années après le Big Bang.

Une fois le mécanisme de production stellaire mis en place, il s'avère qu'il y a des hauts et des bas dans le rythme. Et comme les étoiles sont ce qui compose les galaxies, il existe différents mécanismes qui conduisent à la formation de galaxies.

L'attraction gravitationnelle est la force primitive qui met en mouvement la formation des objets cosmiques. Une petite accumulation de matière à un moment donné attire plus de matière et elle commence à s'accumuler.

On pense que la Voie lactée a commencé de cette façon: de petites accumulations de matière qui ont finalement donné naissance aux amas globulaires du halo, parmi lesquels se trouvent les étoiles les plus anciennes de la galaxie.

La rotation est inhérente à l'accumulation de masse qui a suivi cette période initiale de formation d'étoiles. Et avec la rotation, le moment cinétique est créé, dont la conservation a produit l'effondrement de la masse sphérique en la transformant en un disque plat.

Les galaxies peuvent augmenter en taille en fusionnant avec d'autres galaxies plus petites. On pense que c'est le cas aujourd'hui de la Voie lactée et de ses plus petits voisins, les nuages ​​de Magellan.

Une autre fusion attendue dans un avenir très lointain est la collision avec Andromède qui, contrairement à la plupart des galaxies, se rapproche de nous. Andromède est actuellement à 2,2 millions d'années-lumière.

Combien de galaxies y a-t-il dans l'univers?

Bien que la majeure partie de l'espace soit vide, il y a des millions de galaxies, peut-être 100 billions d'entre elles, selon certaines estimations. D'autres estiment 2 billions de galaxies. La majeure partie de l'univers reste inexplorée et il n'y a pas de réponse exacte à cette question.

En seulement 12 jours, le télescope spatial Hubble a trouvé 10 000 galaxies aux formes les plus variées. Le total réel des galaxies dans l'univers est inconnu. Lorsque vous observez avec un télescope, il est nécessaire de souligner que vous allez plus loin non seulement à distance, mais aussi dans le temps.

La lumière du soleil que nous voyons a mis 8,5 minutes pour nous atteindre. La vision d'Andromède que nous observons avec des jumelles est celle d'il y a 2,2 millions d'années. C'est pourquoi ce que nous voyons depuis la Terre est dans la portée de l'univers observable. Pour l'instant, il n'y a aucun moyen de voir ce qui se trouve au-delà.

Une façon d'estimer le nombre de galaxies présentes dans l'univers observable consiste à prendre des prises de vue en champ extrêmement profond depuis Hubble ou XDF, qui représentent une petite zone de la sphère céleste.

Dans un de ces plans, 5500 galaxies ont été trouvées à 13,2 milliards d'années-lumière. En multipliant cette valeur par la quantité de XDF pour toute la sphère céleste, ils ont estimé les 100 000 millions de galaxies mentionnées.

Tout indique que dans les temps anciens il y avait plus de galaxies qu'aujourd'hui, mais plus petites, bleues et de forme plus irrégulière que les élégantes galaxies spirales que nous voyons aujourd'hui.

Exemples de galaxies

Malgré leur immense taille, les galaxies ne sont pas solitaires, mais sont plutôt regroupées en structures hiérarchiques.

La Voie lactée appartient au soi-disant groupe local, dans lequel tous les membres - environ 54 - sont à une distance ne dépassant pas 1 méga-parsec. Ensuite, la densité des galaxies diminue jusqu'à ce qu'un autre amas similaire au groupe local apparaisse.

Parmi l'immense variété de galaxies retrouvées, il convient de souligner quelques exemples surprenants pour leurs particularités:

Galaxies elliptiques géantes

Les plus grandes galaxies trouvées jusqu'à présent sont au centre d'amas de galaxies. Ce sont d'énormes galaxies elliptiques dont la gravité attire d'autres galaxies, les engloutissant. Dans ces galaxies, le taux de formation d'étoiles est très faible, donc pour continuer à grandir, elles en piègent d'autres.

Galaxies actives

Les galaxies actives, contrairement aux galaxies plus normales et plus calmes comme la Voie lactée, émettent des fréquences de très haute énergie, bien plus élevées que celles émises par les noyaux des étoiles, communes dans toutes les galaxies.

Ces hautes fréquences énergétiques dont la puissance équivaut à des milliards de soleils sortent du noyau d'objets tels que les quasars, découvert en 1963. Étonnamment un quasar, l'un des objets les plus brillants de l'univers, est capable de maintenir ce rythme pendant des millions d'années.

Les galaxies de Seyfert sont un autre exemple de galaxies actives. Jusqu'à présent, plusieurs centaines d'entre eux ont été découverts. Son cœur émet un rayonnement hautement ionisé, variable dans le temps.

Figure 8. La galaxie Seyfert M 106. Source: Wikimedia Commons. Rayons X: NASA / CXC / Univ. of Maryland / AS Wilson et al.; Optique: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

On pense qu'à proximité du centre, une énorme quantité de matière gazeuse se précipite vers le trou noir central. La perte de masse libère de l'énergie radiante dans le spectre des rayons X.

Les galaxies radio sont des galaxies elliptiques qui émettent de grandes quantités de radiofréquences, dix mille fois plus que les galaxies ordinaires. Dans ces galaxies, il existe des sources - des lobes radio - liés par des filaments de matière au noyau galactique, qui émettent des électrons en présence d'un champ magnétique intense.

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