Les différentes Galaxies

La galaxie naine NGC 1569.

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By ESA, NASA and P. Anders (Göttingen University Galaxy Evolution Group, Germany [Public domain], via Wikimedia Commons

Une galaxie naine est une petite galaxie composée de l'ordre de 10 milliards d'étoiles, un nombre relativement faible par rapport aux 200 à 400 milliards d'étoiles de la Voie lactée.Ces galaxies gravitent souvent autour de galaxies plus importantes comme la Voie lactée, la galaxie d'Andromède ou la galaxie du Triangle.La Voie lactée possède ainsi pas moins de 11[réf. souhaitée] galaxies naines connues qui gravitent autour d'elle. La plus grande d'entre elles est le Grand Nuage de Magellan, d'un diamètre de 6 kpc. Les deux plus petites, la galaxie naine de la Carène et Leo II ont un diamètre d'environ 600 pc[réf. souhaitée].

En dépit de la prééminence des grandes galaxies elliptiques et spirales, il semble que la plupart des galaxies de l'univers sont des galaxies naines. Ces galaxies minuscules ont une taille pouvant descendre à 1 % de celle de la Voie lactée, et contiennent seulement quelques milliards, voire quelques centaines de millions d'étoiles. Des galaxies naines ultra-compactes, qui ont été trouvées récemment, font seulement 100 parsecs de long32.

La majorité des galaxies naines orbitent autour d'une galaxie plus grande ; la Voie lactée a au moins une douzaine de satellites nains, chiffre probablement inférieur au nombre total de satellites de ce type33. Les galaxies naines peuvent elles-mêmes aussi être classées comme étant elliptiques, spirales, ou irrégulières.

L'objet de Hoag, une galaxie à anneau.

By NASA [Public domain], via Wikimedia Commons

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Une galaxie à anneau est une galaxie ayant une forme d'anneau. L'anneau est constitué d'étoiles bleues massives et relativement jeunes, qui sont extrêmement brillantes. La région centrale contient de la matière relativement peu lumineuse. Les astronomes pensent que les galaxies à anneau se forment quand une galaxie traverse le centre d'une plus grande galaxie. Comme une galaxie est constituée essentiellement d'espace vide, cette "collision" conduit très rarement à des collisions réelles entre les étoiles. Cependant les perturbations gravitationnelles causées par un tel événement peuvent provoquer une onde de formation d'étoiles qui se propage à travers la plus grande galaxie.

L'objet de Hoag, découvert par Art Hoag en 1950 est un exemple d'une telle galaxie.

NGC 4650A, un exemple de galaxie à anneau polaire. Crédit : Télescope spatial Hubble/NASA/ESA.

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By The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA) [Public domain], via Wikimedia Commons

Une galaxie à anneau polaire est un type de galaxie dans laquelle un anneau de gaz et d'étoiles tourne autour des pôles d'une galaxie hôte1. On pense que ces anneaux se forment lorsque deux galaxies interagissent gravitationnellement. Une possibilité est que de la matière est déplacée par effet de marée, du fait du passage d'une autre galaxie, pour former un anneau. L'autre possibilité est qu'un petite galaxie percute une galaxie plus grande, orthogonalement au plan de rotation de cette dernière.

Les quatre premières galaxies à avoir été identifiées comme galaxies à anneau sont NGC 26853, NGC 4650A4,5, A 0136 -08012, et ESO 415 -G265. Ces galaxies ont été étudiées de manière intensive, et de nombreuses autres galaxies à anneau ont été découvertes depuis. L'un des principaux attraits de l'étude de ces objets réside dans leur distribution unique de matière noire. En effet, dans une galaxie « classique » la matière noire forme un halo sphérique autour des galaxies. Si la matière noire était répartie uniformément autour de tels systèmes (sphériquement), alors les deux parties de l'ensemble tourneraient à même vitesse, or il s'avère que l'anneau tourne toujours plus vite que sa galaxie hôte, indiquant un halo aplati autour de l'anneau.

La galaxie du Fuseau, une galaxie lenticulaire dans la constellation du Dragon

By NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) [Public domain], via Wikimedia Commons

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Les galaxies lenticulaires (S0 ou SB0) sont des galaxies à disque sans bras spiraux bien définis. Elles représentent la transition entre une galaxie elliptique et une galaxie spirale dans la séquence de Hubble. Formellement, elles ressemblent à des galaxies spirales dénuées de bras spiraux bien qu'elles possédent un bulbe galactique d'une taille beaucoup plus importante que celui d'une galaxie spirale standard.

Les galaxies lenticulaires ont perdu ou transformé la majorité de leur matière interstellaire, si bien qu'on n'y observe que très peu de formation d'étoiles, alors même qu'elle peuvent contenir une grande quantité de poussière.

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M82, l'archétype des galaxies starburst.

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By NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) [Public domain], via Wikimedia Commons

Les étoiles sont créées dans les galaxies à partir du gaz froid qui s'est formé dans les nuages moléculaires géants. Certaines galaxies, les galaxies starburst, ont un taux de formation d'étoiles vertigineux. Toutefois, si elles continuaient à fonctionner ainsi, ces galaxies épuiseraient leurs réserves de gaz en un laps de temps inférieur à leur durée de vie. Par conséquent, un tel évènement ne dure en général que 10 millions d'années, ce qui est relativement court par rapport à l'histoire de la galaxie. Les galaxies starburst étaient plus communes dans le passé38, et contribuent actuellement d'environ 15 % au taux de formations d'étoiles total.

Les galaxies starburst sont caractérisées par de fortes concentrations de gaz et de poussière ainsi qu'un nombre élevé de jeunes étoiles. Les plus massives d'entre elles ionisent les nuages environnants et créent des régions HII40. Ces étoiles massives finissent en supernovas, produisant ainsi un rémanent qui interagit avec le gaz environnant. Cela enclenche une réaction en chaîne de formation d'étoiles qui se propage à travers toute la région gazeuse. Un tel sursaut d'étoiles ne prend fin que lorsque le gaz disponible est consumé ou dispersé.

Les starburst sont souvent associés avec les galaxies en interaction ou en fusion. L'exemple-type de galaxie subissant un starburst est M82, qui a récemment interagit avec M81, de taille supérieure. les galaxies irrégulières présentent souvent des nœuds ou le taux de formation est particulièrement élevé;

Le quasar HE 0109-3518 a donné l'occasion d'essayer de mettre en évidence des galaxies noires

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By ESO, Digitized Sky Survey 2 and S. Cantalupo (UCSC) (http://www.eso.org/public/images/eso1228a/) [CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0)], via Wikimedia Commons

Une galaxie noire est un type hypothétique de galaxie caractérisé par un halo de matière noire1 dans lequel un disque de gaz baryonique, plus ou moins dense, se trouve piégé en équilibre. Ces galaxies ne produisent pas d'étoiles, ou en produisent à un rythme très lent ; elles sont donc totalement obscures, ce qui les rend particulièrement difficiles à détecter. Leur niveau de fabrication d’étoiles est de cent fois inférieur aux galaxies dites ordinaires. 

Formées dans les premiers milliards d'années de l'Univers, ces galaxies constitueraient les briques à partir desquelles les galaxies actuelles, plus complexes, se sont formées4. Des astronomes pensent que l'Univers devait être constellé de ces galaxies noires à ses débuts.

Il est difficile d'estimer la taille des galaxies noires. Deux tailles potentielles pourraient être soit le double de la taille de la Voie lactée soit celle d'un petit quasar.

NGC 1097, vue prise part Hubble

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ESA/Hubble [CC BY 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/3.0)], via Wikimedia Commons

Les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales ou irrégulières contenant un noyau extrêmement brillant qui peut parfois surpasser la luminosité de l'entièreté de la galaxie environnante. C'est un type de galaxie active, nommé d'après Carl Seyfert qui étudia ces objets durant les années 1940.

Les variations de la luminosité du noyau central s'effectuent en moins d'un an ; ce qui implique que la région émettant cette lumière doit être plus petite qu'une année-lumière, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir.

Les galaxies de Seyfert sont caractérisées par un noyau extrêmement brillant et par un spectre présentant des raies d'émission très brillantes pour l'hydrogène, l'hélium, l'azote et l'oxygène. Ces raies d'émissions présentent un fort élargissement Doppler correspondant à des vitesses de l'ordre de 500 à 4 000 km/s.

On pense que ces lignes sont produites dans un disque d'accrétion entourant un trou noir. Ceci est confirmé par le fait que les raies fines ne varient pas de façon détectable, ce qui implique que la région d'émission est grande, contrairement aux raies larges qui peuvent varier pendant des laps de temps relativement courts. Les galaxies de Seyfert montrent aussi des émissions fortes dans les domaines radio, infrarouge, ultraviolet et RX du spectre électromagnétique.

Historiquement, les galaxies de Seyfert furent d'abord classées en « type 1 » ou « type 2 » selon que leur spectre montrait à la fois des raies fines et des raies larges ou seulement des raies fines.

Actuellement on utilise une classification fractionnaire dépendant de l'intensité relative des composantes fines et larges (par exemple « type 1,5 » ou « type 1,9 »).

On suppose que les raies fines et les raies larges proviennent toutes deux du disque d'accrétion mais que les raies larges proviennent des régions les plus internes du disques. Ainsi, si le disque est vu par la tranche, les régions internes sont invisibles et on ne voit que les raies fines. La différence entre les galaxies de type 1 et 2 se situe donc très probablement au niveau de l'inclinaison sous laquelle est vu le disque : à faible inclinaison on a une Seyfert 1, et à plus forte inclinaison, on a une Seyfert 2. Si la galaxie est vue de face, il est possible que l'on soit sensible à l'émission éventuelle du jet émis par le voisinage immédiat du trou noir. Dans ce cas le spectre est très différent, et on parle de blazar

Les Galaxies des Antennes, une paire de galaxies en interaction allant probablement fusionner dans 400 millions d'années3.

ESA/Hubble [CC BY 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/3.0)], via Wikimedia Commons

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La distance moyenne séparant les galaxies dans un amas est relativement petite. Par conséquent, les interactions entre galaxies sont assez fréquentes, et jouent un rôle important dans leur évolution. Lorsque deux galaxies se manquent de peu, elles subissent néanmoins des déformations dues à la force de marée, et peuvent échanger une certaine quantité de gaz et de poussière.

Les collisions se produisent lorsque deux galaxies passent directement l'une à travers l'autre et ont un moment angulaire relatif suffisant pour ne pas fusionner. Les étoiles de ces galaxies en interactions subiront la traversée sans entrer en collision les unes avec les autres. Cependant, le gaz et la poussière présents dans les deux galaxies interagiront. Cela peut déclencher un sursaut de formation d'étoiles car le milieu interstellaire a été dérangé et compressé. Une collision peut sévèrement distordre les deux galaxies, formant des structures s'apparentant à des barres, des anneaux, ou des longues queues..

L'interaction la plus violente est la fusion galactique. Dans ce cas, le moment relatif des deux galaxies est insuffisant pour leur permettre de se libérer de l'emprise de l'autre et de poursuivre leurs routes. Au lieu de ça, elles fusionneront graduellement pour former une galaxie unique, plus grande. Les fusions apportent d'énormes changements à la morphologie des deux galaxies de départ. Cependant, dans le cas où l'une des deux galaxies est beaucoup plus massive que l'autre, on assiste à un phénomène de cannibalisme. Dans ce cas, la galaxie la plus grande restera relativement inchangée tandis que la plus petite sera déchirée à l'intérieur de l'autre. La Voie lactée est actuellement en train d'absorber de la sorte la Galaxie Elliptique Naine du Sagittaire et la Galaxie Naine du Grand Chien

Exemple d'amas de galaxies/

Amas de la Chevelure de Bérénice:

Amas de Coma

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By NASA [Public domain], via Wikimedia Commons

L'amas de la Chevelure de Bérénice ou Amas de Coma (Abell 1656) est un vaste amas de galaxies qui contient plus de 1000 galaxies identifiées. Avec l'amas du Lion (Abell 1367), c'est l'un des deux amas majeurs qui constituent le superamas de Coma1.

La distance moyenne de l'amas à la Terre est de environ 99 Mpc (∼323 millions d' a.l.). Ses dix plus brillantes galaxies spirales ont une magnitude apparente comprise entre 12 et 14 et sont observables avec un télescope d'amateur de diamètre supérieur à 200 mm. La région centrale est dominée par deux galaxies elliptiques géantes : NGC 4874 et NGC 48893. L'amas est situé dans le ciel à quelques degrés du pôle galactique nord. La plupart des galaxies de la partie centrale de l'amas de Coma sont elliptiques. Des galaxies naines ainsi que des elliptiques géantes sont présentes en abondance dans l'amas

Carte de la partie centrale de l'amas de Coma

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Comme il est courant pour les amas de cette richesse, les galaxies sont très majoritairement elliptiques et de type S0, avec seulement quelques spirales plus jeunes dont beaucoup sont probablement situées en périphérie de l'amas.

L'étendue complète de l'amas ne fut pas perçue avant qu'il ne soit étudié en détail dans les années 1950 par les astronomes de l'observatoire du Mont Palomar, bien que de nombreuses galaxies individuelles de l'amas aient été identifiées auparavant.