La voûte céleste des belles nuits d’été est traversée par une large bande d’une faible lueur, laiteuse, que nous appelons Voie Lactée. A l’œil nu, elle apparaît effectivement comme un grand chemin blanchâtre et uniforme … Pourtant, une simple photo prise avec un temps de pose conséquent révèle alors la vraie nature de celle-ci : elle est constitué de milliards d’étoiles si lointaines que notre œil n’en perçoit ni la forme, ni la lueur.
Un télescope pourra également éclaircir ce mystère : Nous sommes dans une galaxie, et il nous aura fallu des milliers d’années de civilisations pour le comprendre !
La Voie Lactée, nom antédiluvien donné à ce grand chemin céleste, est donc la trace du disque galactique dont nous sommes partie intégrante. Ce disque est constitué de 100, 200 ou 300 (selon les estimations) milliards d’étoiles … Peu importe le chiffre finalement, notre cerveau est bien incapable de nous représenter la signification d’un tel nombre !
L’existence des galaxies, sortes de petits univers-îles aux dimensions colossales (plusieurs dizaines voire centaines de milliers d’années lumière de diamètre) est passée inaperçue presque tout au long de l’histoire de l’humanité … Pourquoi ?
Tout d’abord, parce qu’elles ont beau êtres très grosses et très lumineuses, elles n’en sont pas moins très éloignées de nous. Elles sont donc la plupart du temps impossible à observer à l’œil nu. Et enfin, concernant notre propre galaxie, notre position dans celle-ci nous empêche de la voir dans son ensemble et nous a longtemps empêché de nous en représenter une image fidèle. Nous pouvons tout juste en apercevoir le disque, vu par la tranche, c’est pourquoi nous connaissons la Voie Lactée depuis des milliers d’années sans avoir pu en connaître la nature …
Pourtant, dans l’Antiquité déjà, certains s’interrogeait sur la signification de cette voie lactée, et extrapolaient des idées sur la nature du ciel … Ainsi, 400 avant J.C, Démocrite envisageait déjà l’existence de grandes concentrations d’étoiles hors de notre portée visuelle. Plus tard, Hipparque imagine alors l’existence d’autres voies lactées. En 1610, Galilée pointa sa lunette astronomique vers la Voie Lactée et fut donc le premier à découvrir qu’elle est composée d’une multitude d’étoiles de faible luminosité.
Bien après, c’est Emmanuel Kant qui, dans son traité (Histoire universelle de la nature et théorie du ciel) de 1755, spécule sur le fait que la Voie Lactée pourraît être un gigantesque corps en rotation constitué uniquement d’étoiles liées entre elles. Il s’inspire de la gravitation qui relie les planètes au Soleil, mais à des échelles bien plus grandes ! Il ira même jusqu’à comprendre que ce corps en rotation est un disque et que nous le verrions par la tranche. Il croit également en l’existence d’univers-îles, sortes de grands réservoirs lenticulaires remplis d’étoiles …
Rappelons qu’à l’époque, on appréhendait la Voie Lactée comme étant l’Univers tout entier. Cette idée d’univers parallèles est donc, aujourd’hui encore, d’actualité dans certains esprits fertiles !
Cette idée de Kant est appuyée une quinzaine d’années plus tard : Charles Messier établit en 1771 son catalogue d’objets flous et diffus, qu’il appelle « nébuleuses ». Son idée était en fait de ne pas confondre ces objets, appartenant à la sphère des fixes, avec les comètes.
70 ans plus tard, William Herschell distingue à l’aide de son télescope 2 types d’objets diffus : les 1ers se révèlent comme étant des amas globulaires (au sein même de notre galaxie), les seconds restent des objets diffus, ce sont eux qui resteront de potentiels univers-îles. Il élabore un catalogue comprenant 5000 nébuleuses.
Cliquez ici pour voir le catalogue Messier en détails
En 1850, Lord Rosse dessine ses observations : les objets diffus possèdent une structure en spirale ! Au début du siècle dernier, Harlow Shapley établi la position approximative du Soleil au sein du disque galactique, en étudiant la répartition des amas globulaires. Il affirme que les amas d’étoiles entourent le Soleil d’un halo sphérique. Shapley obtient l’image d’un disque plat de 70 kilo/parsecs de diamètre, avec la position du Soleil excentrée. Mais cette analyse, aussi rigoureuse fut-elle, ne tenait pas compte de l’absorption de la lumière par les poussières galactiques …
La grande question est alors de savoir quel objet est extragalactique, et lequel ne l’est pas … En 1913, Vesto Slipher mesure les vitesses des nébuleuses spirales à l’aide de l’effet Doppler-Fizeau, et s’aperçoit que leur fuite est bien plus rapide que la vitesse des étoiles. 4 années plus tard, on constate l’apparition de nouvelles étoiles dans ces spirales, en comparant 2 photos prises à quelques années d’intervalle. Curtis comprend qu’il s’agit de novae, et il en déduit de par leur éclat, qu’elles doivent être des milliers de fois plus éloignées que les autres étoiles de la voûte céleste.
Enfin, c’est en 1925 qu’Edwin Hubble détermine les distances de plusieurs de ces nébuleuses en utilisant la relation période / luminosité des Céphéides. La nature extragalactique des grandes nébuleuses est donc définitivement établie. Hubble en profite alors pour classer morphologiquement les galaxies à l’aide de photographies réalisées au télescope du mont Wilson. 2 grandes familles (elliptiques et spirales), plus 2 autres moins importantes (lenticulaires et irrégulières), le tout se divisant en sous-familles …
De plus, Hubble constate un décalage du spectre vers le rouge pour les galaxies les plus éloignées : Il comprend que ce décalage est l'expression d'une fuite exponentielle de ces galaxies et, en déterminant sa fameuse constante de Hubble, réalise que l'Univers est en expansion.
En 1930, Robert Jules Trumpler reprend les travaux de Shapley en tenant compte, cette fois-ci, des poussières interstellaires : L’image actuelle de notre galaxie émergea alors (ou presque, puisqu’on a découvert très récemment que la Voie Lactée est une spirale barrée) !
Mais cette hypothèse d’une barre située dans le centre galactique a été évoquée il y a déjà plusieurs décennies. En effet, en 1944, Hendrik van de Hulst prévoit l’existence d’un rayonnement micro-onde (d'une longueur d’onde de 21 cm), résultat de l’hydrogène atomique présent dans le milieu interstellaire. Edward Prucell et Harold Ewen observent ce rayonnement en 1951. La découverte de ce rayonnement est une aubaine pour l’étude de notre galaxie car il n’est pas influencé par les poussières du disque galactique, de plus son effet Doppler-Fizeau permit d’étudier les mouvements des gaz dans la galaxie. Ce sont ces observations qui permirent, déjà, d’établir l’hypothèse que la Voie Lactée serait une galaxie spirale barrée en rotation sur elle-même.
En 1970, la technologie évoluant, on réalisa que la masse totale des étoiles, gaz et poussières présents dans les galaxies ne pouvait pas expliquer à eux seuls la vitesse de rotation de celles-ci. L’idée d’une matière sombre fut ainsi évoquée pour la première fois ! Dernièrement, dans les années 90, le télescope spatial Hubble nous permit de nous assurer que cette matière sombre ne pouvait se composer uniquement d’étoiles faibles et petites (ex : naines brunes) …
C’est ainsi qu’aujourd’hui, les galaxies sont parmi les plus grandes sources d’inspirations des hommes pour comprendre la marche du monde : expansion de l’Univers, existence de la matière noire, etc … Finalement, l’existence des galaxies est pour nous quelque chose de relativement nouveau, et nous commençons tout juste à les étudier ; malgré la place privilégiée qu’elles occupent dans la distribution cosmique de la matière, il nous reste encore beaucoup à apprendre et à découvrir !
Ce sont les plus grosses galaxies que porte l’Univers. Elles sont plus denses que les autres galaxies, les télescopes sont incapables d’observer les étoiles distinctement. Elles ont une rotation complète symétrique, ne possèdent pas de structure interne observable. Elles sont très brillantes, du fait du très grand nombre d’étoiles présentent, et ne contiennent pratiquement plus de gaz. Les étoiles sont donc vieilles et ces galaxies sont donc plus rouges que les autres. On pense que ces galaxies sont souvent le résultat d’une collision entre deux spirales. En effet, les simulations numériques démontrent que lorsque deux spirales se rencontrent, elles fusionnent et les orbites des étoiles se répartissent autour d’un centre de masse : on obtient donc une galaxie elliptique. De plus, les nuages de gaz et les nuages moléculaires se percutent, s’échauffent et donnent naissance à une quantité très importante de nouvelles étoiles. C’est ainsi qu’on explique la faible quantité de gaz et la grande quantité d’étoiles au sein de ces galaxies. Les galaxies elliptiques se trouvent souvent placées au cœur même des grands amas galactiques.
Elles sont classées E0 ou E7 selon l’aplatissement de leur disque. Leur forme n’est effectivement jamais complètement aplatie. Elles ont une forme tridimensionnelle. En fait, ces galaxies présentent les mêmes caractéristiques que les bulbes des galaxies spirales.
On note également l’existence de petites galaxies elliptiques dites « naines », diffuses, qui sont de nature bien différente. Elles ont une faible masse, mais leur nombre est très important. Parmi ce type de galaxies, nous pouvons citer M32 et NGC205 (les 2 galaxies satellites de M31), M60, M85, M86, M88 et M89, galaxies appartenant à l’amas de la Vierge. De nombreuses galaxies de cet amas sont accessibles à l’astronome amateur.
Les spirales contiennent un bulbe central, constitué d’étoiles relativement vieilles, et entouré de bras que l’on dit « spiraux », faits de gaz, poussières et d’étoiles jeunes. La couleur des bras, plutôt bleutée, diffère donc de celle du bulbe, plutôt jaunâtre. De très nombreuses galaxies possèdent des bras spiraux, enroulés autour du centre galactique de manière plus ou moins serrée. On classe aussi les spirales suivant l’importance des bras par rapport à la taille du bulbe. Ces galaxies sont donc classées Sa, Sb et Sc, selon ces critères. Dans notre ciel, nous avons la chance de pouvoir observer des spécimens vus de face, ou bien par la tranche (ce qui fait ressortir le renflement du bulbe), ce qui facilite grandement notre étude de ces objets.
Les bras d’une galaxie spirale sont faits de poussières et de gaz, on les voit aisément car ils occultent la lumière des étoiles situées au centre. De même, sur Terre, on devine des irrégularités dans la Voie Lactée qui trahissent la présence du bras situé entre nous et le centre galactique. On peut néanmoins aujourd’hui, grâce aux techniques d’observation, admirer le coeur de la Voie Lactée sans être gêné par la poussière du disque, grâce aux infra rouge.
On distingue d’importantes différences entre toutes les galaxies spirales, en effet toutes ne sont pas au même stade de leur évolution. Les spirales les plus différentes des elliptiques dans le diagramme de Hubble sont très riches en gaz (donc actives en matière de formation stellaire), alors que d’autres sont appauvries en gaz et ne forment plus beaucoup de nouvelles générations d’étoiles. Ces différences font que le critère morphologique n’est pas suffisant pour pouvoir décrire convenablement une galaxie spirale. Ainsi, afin de les identifier avec la plus grande justesse, on a recours à la mesure de la luminosité (brillance de surface), de la masse ou du rayon galactique.
Malgré la diversité des critères d’identification des galaxies spirales, il est bon de noter qu’elles partagent une propriété fondamentale au niveau de la formation stellaire. L’apparition des étoiles doit obéir à une unique loi.
Voici quelques propriétés des galaxies spirales :
Plus la galaxie est rouge, plus est elle vieille. Une galaxie rouge est en général plus massive que les autres. Cela signifie également qu’elle possède peu de gaz, que son activité de formation stellaire est réduite. A l’inverse, une galaxie bleutée est constituée d’étoiles plus jeunes, le gaz est beaucoup plus présent, et la formation stellaire est très active.
Les galaxies les plus massives contiennent peu de gaz et inversement.
C’est une relation qui couple la vitesse de rotation à la luminosité. On a en effet remarqué que les galaxies les plus lumineuses possèdent une vitesse plus élevée. Cette relation est sensée traduire une propriété supposée des halos de matière sombre : la vitesse de rotation d’une galaxie en mesure quasiment directement la masse !
Les galaxies les plus massives semblent posséder plus d’oxygène que celles de faible masse. On pense que les métaux fabriqués dans les galaxies de faible masse on été éjectés par les supernovae, alors que les galaxies massives les ont retenu. D’où cette relation.
Dans la majorité des galaxies spirales, on constate une diminution de l’oxygène en s’éloignant du centre. Le spectre devient ainsi plus bleu, donc essentiellement dominé par des étoiles jeunes et peu métalliques.
Parmi les galaxies spirales, citons M31, M33, M51, M81 et M104.
Ces spirales particulières possèdent une barre qui traverse le noyau de la galaxie, d’où partent les bras spiraux. Selon l’ouverture des bras, on distingue 3 classes SBa, SBb et SBc. On peut dire que la majorité des galaxies dans l’Univers sont des spirales, et que la majorité des spirales sont barrées … Ceci pour donner une idée de la part qu’occupent les spirales barrées dans la répartition de toutes les galaxies de l’Univers.
D’ailleurs, on sait depuis très peu de temps que notre galaxie, la Voie Lactée est une spirale barrée !! On savait évidemment depuis fort longtemps qu’elle était spirale, on la comparaît d’ailleurs très souvent à M31 notre proche voisine (galaxie d’Andromède) pour se la représenter. Mais de récentes études ont démontré qu’une barre de quelques 27 000 années lumière traversait le centre galactique ! Nous étudierons la Voie Lactée un peu plus loin …
Hormis cette particularité, les spirales barrées restent relativement semblables aux galaxies spirales classiques. Notons également la présence de M58, M83, M95, M96, NGC 1300 et NGC 1360 parmi les plus beaux spécimens …
Ces galaxies n’étaient pas présentent dans la classification initiale d’Edwin Hubble, il retoucha son catalogue une dizaine d’années après l’avoir publié. Les galaxies lenticulaires auraient une forme intermédiaire entre les galaxies elliptiques E7 et les spirales. Cette idée fut exposée par Hubble, la photographie lui donna raison en 1950. A l’instar des elliptiques, les lenticulaires sont très symétriques et ne présente pas de structure interne bien définie, pas de spirale, pas de barre ... Juste un bulbe au renflement très important et un petit disque aplati. Comme les elliptiques, elles ne possèdent plus de poussières ni de gaz, les étoiles y sont donc plus vieilles que dans les galaxies spirales.
Parmi les plus connues des astronomes, citons M84, NGC 2685, NGC 3115, NGC 4477.
Ces galaxies sont les moins massives de toutes les galaxies de l’Univers. Il est possible que ces galaxies soit des spirales ratées, si peu massives que la matière ne s’est pas condensée convenablement, empêchant la rotation d’un disque de matière autour d’un centre gravitationnel. Pour ces raisons, la présence de gaz est très importante alors que la présence d’étoiles y est plus rare.
Néanmoins, la formation stellaire est intense bien que plus désorganisée que dans le disque d’une spirale, et la présence d’étoiles supergéantes bleues montrent une ressemblance avec les galaxies spirales. Elles ont aussi un faible ratio de métallicité, ce qui indiquerait à nouveau un «lien de parenté » avec les spirales peu massives.
Parmi les galaxies irrégulières, on distingue M82, NGC 2976 et le Petit Nuage de Magellan (très proche de nous et visible dans l’hémisphère sud).
Pour avoir une idée de la proportion des galaxies par type : Plus de 60% des galaxies ont une forme spirale (=> les 2/3 des spirales sont barrées => 50% des barrées le sont faiblement et 50% fortement), 10% des galaxies sont elliptiques et 25% lenticulaires. Les quelques pourcentages restants représentent les galaxies irrégulières …
Ces 5 types, ou classes, de galaxies sont évidemment indispensables pour identifier les objets, mais trop arbitraires et trop peu subtiles pour décrire convenablement les nuances qui peut exister entre les différentes types. Aujourd’hui, la technologie permet d’étudier plus en détail les galaxies et de mettre plus en évidence certains critères qui les caractérisent, et qui peuvent rendre obsolète la classification d’Hubble.
Déjà, en 1959, Gérard de Vaucouleurs mis à jour cet organigramme galactique, en tenant compte de caractéristiques plus subtiles mais essentielles à la compréhension de la dynamique des galaxies.
Ainsi, virent le jour les types Sd et m (type magellanique). Ces types ont pour but d’identifier des galaxies dont l’état est transitoire entre les galaxies spirales et les irrégulières. Le type cD décrit les galaxies elliptiques supergéantes, le type SAB caractérise les spirales à distorsion ou faiblement barrées, le type S(r) s’intéresse aux galaxies ayant un anneau autour du centre d’où partent les bras et S(c) celles dont les bras partent directement du centre. Le type d est dédié à toutes les galaxies naines, RS les galaxies présentant un anneau externe résultant d’un regroupement des bras spiraux, et enfin A sont les galaxies intermédiaires entre les spirales SA et les lenticulaires SO.
Preuve que ce catalogue nécessite parfois des mises à jour, on a découvert récemment un nouveau type de galaxie qu’on appelle « galaxies à faible brillance de surface ». Ces galaxies semblent spiralées, mais à l’inverse des vraies spirales, elles n’émettent qu’une faible luminosité en surface, c’est pourquoi on ne les avait pas détectées jusqu’à lors. Leur nature est aujourd’hui encore bien mystérieuse, mais on commence déjà à récolter quelques informations les concernant : faible présence de métaux, forte présence de gaz, mais pourtant activité stellaire très réduite (d’où la faible luminosité) … leurs propriétés restent obscures, mais les travaux les concernant se multiplient.
