Galaxie - Définition

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Rotation des galaxies

Courbe de rotation galactique : prédite (A) et observée (B).

Un graphique représentant la vitesse de rotation de la matière en fonction de la distance entre celle-ci et le centre galactique peut prendre deux formes, la courbe plate B étant la plus répandue. Analysons de plus près les formes des courbes de rotation. L'article cité en donne un grand nombre.

Près du centre galactique, la vitesse est proportionnelle à la distance au centre galactique. La vitesse angulaire de rotation est donc constante comme dans un solide. La courbe devient ensuite parabolique, ce qui correspond à une densité de masse d'étoiles constante. Après le maximum, la courbe est généralement plate, la densité d'étoiles est décroissante. Enfin, très loin du centre galactique où la densité d'étoiles est très faible, on retrouve les lois de Kepler, qui ne peuvent être vérifiées qu'en présence d'étoiles suffisamment lumineuses faisant partie de la galaxie en question.

Structures à plus grande échelle

Le Sextet de Seyfert est un exemple de groupe de galaxies compact.

La plupart des galaxies sont gravitationnellement reliées à un certain nombre d'autres. Les groupes de galaxies sont les types de groupes galactiques les plus courants dans l'univers, et ceux-ci contiennent la majorité des galaxies (et donc la majorité de la masse baryonique) présentes dans l'univers. Ils comportent quelques dizaines de membres. La Voie lactée fait ainsi partie d'un groupe de galaxies appelé Groupe local dont elle est le membre le plus massif avec la Galaxie d'Andromède(M31), ses autres membres étant de masse nettement plus faible.

Lorsqu'une concentration de galaxies contient plus d'une centaine de galaxies situées dans une zone de quelques mégaparsecs, elle est alors appelée amas. Les amas de galaxies sont souvent dominés par une galaxie elliptique géante. Avec le temps, celle-ci détruit ses satellites, qui viennent ajouter leur masse à la sienne, par le biais des forces de marée. L'amas auquel appartient le Groupe local est appelé amas de la Vierge, du nom de la constellation dans laquelle se trouve son centre.

Les superamas contiennent des dizaines de milliers de galaxies, elles-mêmes isolées ou regroupées en amas et en groupes. À l'échelle des superamas, les galaxies seraient disposées en feuilles et en filaments, laissant entre eux d'immenses vides. À une échelle supérieure, l'Univers semble être isotrope et homogène. Le superamas auquel appartient le Groupe local est appelé superamas de la Vierge dont il est situé assez proche du centre.

Groupes, amas et superamas ne sont pas des structures figées. Les galaxies qui les composent interagissent entre elles, et sont susceptibles de fusionner. D'autres galaxies peuvent y naître à partie de la matière présente non encore condensée en galaxies.

Formation et évolution

L'étude de la formation et de l'évolution galactique permet d'esquisser des réponses aux questions concernant l'évolution des galaxies à travers l'histoire de l'univers. Dans ce domaine, quelques théories sont devenues largement acceptées, mais c'est encore un champ très actif de l'astrophysique.

Formation

Les modèles cosmologiques actuels décrivant la formation de l'univers sont basés sur la théorie du Big Bang, selon laquelle l'espace-temps, et avec lui toute la matière et l'énergie composant l'univers, a jailli dans une expansion sans commune mesure, alors qu'il étaient comprimé à une taille infinitésimale. Environ 300 000 ans après cet évènement initial, la température avait baissé suffisamment pour permettre la formation des atomes d'hydrogène et d'hélium, dans un phénomène appelé Recombinaison. Presque tout l'hydrogène était neutre (non-ionisé) et absorbait donc la lumière, les étoiles ne s'étaient pas encore formées ; pour cette raison, cette période porte le nom d'Âge sombre. C'est à partir des fluctuations de densité (ou irrégularités anisotropiques) que les plus grandes structures de la matière commencèrent à se former. Des agglomérations de matière baryonique se condensèrent à l'intérieur de halos de matière noire froide. Ces structures primordiales finiront par devenir les galaxies que nous observons aujourd'hui.

Des preuves de l'apparence des galaxies primordiales ont été trouvées en 2006, lorsque l'on a découvert que la galaxie IOK-1 avait un décalage vers le rouge anormalement élevé de 6,96, ce qui correspond à seulement 750 millions d'années après le Big Bang, ce qui en fait l'objet le plus lointain jamais observé. Bien que que certains scientifiques ont déclaré que d'autres objets (tels que Abell 1835 IR1916) possédaient des redshifts encore plus haut (reflétant donc l'univers à des époques encore antérieures), l'âge et la composition de IOK-1 est établie avec plus de fiabilité. L'existence de telles protogalaxies suggère qu'elles ont dû se développer durant l'Âge sombre.

Évolution

I Zwicky 18 (en bas à gauche) ressemble à une galaxie récemment formée.

Un milliard d'années après la formation de la galaxie, des structures clés commencent à apparaître : des amas globulaires, le trou noir supermassif central et le bulbe galactique constitué d'étoiles de population II. La création d'un trou noir supermassif semble jouer un rôle majeur car il régule activement la croissance des galaxies en limitant la quantité totale de matière ajoutée. Durant cette époque, les galaxies subissent un sursaut majeur de formation d'étoiles.

Durant les deux milliards d'années suivantes, la matière accumulée s'installe dans le disque galactique. Une galaxie continuera d'absorber les matériaux environnants (présents dans les nuages interstellaires rapides et dans les galaxies naines) durant toute sa vie. Ces matériaux se constituent principalement d'hydrogène et d'hélium. Le cycle de naissance et de mort des étoiles augmente lentement la quantité de matériaux lourds, ce qui peut éventuellement mener à la formation de planètes.

L'évolution des galaxies peut être fortement affectée par une interaction ou une collision. Les fusions de galaxies étaient fréquentes dans le passé, et la majorité des galaxies avaient des morphologies particulières. Étant donnée la distance entre les étoiles, la grande majorité des systèmes stellaires ne seront pas dérangés par une collision. Cependant, le déchirement gravitationnel de gaz et de poussière interstellaire produit une longue trainée d'étoiles. De telles structures, causées par la force de marée, peuvent être vues sur les Galaxies des Souris ou des Antennes.

La Voie lactée et la galaxie d'Andromède se rapprochent l'une de l'autre à la vitesse de 130 km/s, et pourraient bien entrer en collision dans 5 à 6 milliards d'années. Bien que la Voie lactée ne soit jamais entrée en collision avec une grande galaxie comme Andromède, le nombre de preuves de collision de la Voie lactée avec des galaxies naines augmente.

De telles interactions à grande échelle sont rares. Dans le passé, les fusions de deux systèmes de taille égales devinrent moins fréquentes. La plupart des galaxies brillantes sont restées pratiquement inchangées durant les derniers milliards d'années, et le taux net de formation d'étoiles a probablement atteint son maximum il y a approximativement 10 milliards d'années .

Tendances futures

À présent, la plupart des étoiles se forment dans les petites galaxies, où le gaz froid n'est pas épuisé. Les galaxies spirales, comme la Voie lactée, produisent des étoiles de nouvelles générations tant qu'elles ont des nuages d'hydrogène moléculaire denses. Les galaxies elliptiques déjà en grande partie dépourvues de ce gaz ne forment donc pas d'étoiles. Les réserves de matière créant les étoiles sont limitées : une fois que les étoiles ont converti tout l'hydrogène disponible en éléments plus lourds, la formation de nouvelles étoiles prendra fin.

L'époque actuelle d'étoiles naissantes devrait continuer durant encore cent milliards d'années. Mais l'« Ère Stellaire » s'arrêtera dans dix à cent mille milliards d'années (1013 à 1014, lorsque les étoiles les moins massives (et donc celles qui ont la plus grande durée de vie), les minuscules naines rouges, d'environ 0,08 masse solaire, finiront leur « combustion » et s'effondreront.

À la fin de l'Ère Stellaire, les galaxies ne seront composées que d'objets compacts : des naines brunes, des naines blanches en train de se refroidir (qui, une fois froides, deviennent des naines noires), des étoiles à neutrons, et des trous noirs ; ainsi que des planètes et divers planétésimaux. Ensuite, toute la matière tombera dans les trous noirs centraux ou sera dispersée dans l'espace intergalactique.

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