Formation et évolution des galaxies - Définition

La formation des galaxies à disque

Image de Messier 101, un prototype de galaxie spirale vue de face.

Une galaxie spirale déformé par la collision avec une autre galaxie. Après absorption complète, la déformation disparaîtra. Ce type de processus prend des millions sinon des milliards d'années.

Les propriétés capitales des galaxies à disque, également couramment désignées galaxies spirales, consistent en leur extrême finesse, leur rotation rapide et leur fréquente structure spiralée. Un des principaux défis de la formation des galaxies est le grand nombre des disques fins dans l'univers local. Le problème de l'extrême fragilité des disques fait que la fusion fréquente entre les galaxies peut rapidement amener à la disparition des disques.

Olin Eggen (en), Donald Lynden-Bell, and Allan Sandage ont proposé en 1962 une théorie selon laquelle les galaxies à disques se forment par un effondrement monolithique de grands nuages de gaz. Lorsque le nuage s'effondre, le gaz s'établit sous la forme d'un disque en rotation rapide. Connu comme un scénario de formation vers le bas, cette théorie est assez simple, mais n'est plus aussi largement acceptée à cause des observations de l'Univers jeune qui suggèrent avec force que lors de leur formation, la croissance des objets se déroule vers le haut (i.e. de petits objets fusionnent pour en donner de plus gros). Ce sont Leonard Searle (en) et Robert Zinn (en) qui les premiers ont proposé l'idée que les galaxies se soient formées par la coalescence de géniteurs de tailles inférieures.

Des théories plus récentes incluent l'agglomération de halos de matière noire dans le processus ascendant. Essentiellement, dans les premiers âges de l'Univers, les galaxies étaient surtout composées de gaz et de matière noire, et il y avait ainsi très peu d'étoiles. Comme les galaxies ont gagné de la masse en accrêtant de plus petites galaxies, la matière noire est demeurée principalement dans leur partie externe. C'est parce que le matière noire ne peut interagir que gravitationnellement, et de ce fait ne se dissipe pas. Le gaz cependant peut se contracter rapidement, et de ce fait entrer en rotation accélérée, jusqu'au résultat final d'un disque très fin et en rotation très rapide.

Les astronomes ne connaissent pas actuellement la nature du processus qui arrête la contraction. En fait les théories de formation des galaxies à disque ne réussissent pas à reproduire la vitesse de rotation et la taille des disques de galaxies. On a suggéré que le rayonnement provenant d'étoiles brillantes de formation récente, ou bien d'un noyau actif de galaxie, pouvait ralentir la contraction d'un disque en formation. On a aussi suggéré que le halo de matière noire peut étirer la galaxie, arrêtant ainsi la contraction.

Récemment, un grand nombre d'initiatives ont convergé pour tenter de comprendre les évènements de fusion dans l'évolution des galaxies. Notre propre galaxie, la Voie lactée a une faible galaxie satellite (la Galaxie naine elliptique du Sagittaire), actuellement en cours de dépeçage et d'absorption par la Voie lactée. On pense que ce genre d'évènement est relativement courant dans l'évolution des grandes galaxies. La Galaxie Naine du Sagittaire orbite autour de la nôtre pratiquement à angle droit par rapport au disque. Elle traverse actuellement ce disque ; des étoiles des deux galaxies sont en train d'en être arrachées à chaque passage, et elles rejoignent le halo de notre galaxie. Il existe d'autres exemples de ces évènements mineurs d'accrétion, et c'est vraisemblablement un processus continu pour de nombreuses galaxies. Des preuves de ce processus sont souvent observés sous la forme de bandes ou de courants d'étoiles s'extrayant des galaxies.

Le modèle de formation de galaxies Lambda-CDM fournit des prédictions insuffisantes pour les disques fins de galaxies dans l'Univers. La raison en est que ces modèles de formations de galaxies prédisent un grand nombre de fusions. Si une galaxie à disque fusionne avec une galaxie de masse comparable (au moins 15 % de sa propre masse), la fusion va vraisemblablement détruire, ou au moins considérablement détériorer le disque, en sorte que la galaxie résultante aura peu de chance d'être munie d'un disque. Bien que ce point demeure un problème en souffrance pour les astronomes, il ne signifie pas nécessairement que ce modèle ΛCDM soit complètement erroné. Il nécessite plus probablement d'être encore affiné, permettant de reproduire avec précision la population des galaxies observées dans l'Univers.