Les galaxies sont composées de plusieurs éléments dont l'importance varie selon le type de galaxie considéré. On distingue ainsi le bulbe, composante sphérique ou sphéroïdale, et le disque, de faible épaisseur par rapport à son diamètre. Des bras spiraux sont généralement visibles dans le disque.

L'importance et la forme de ces divers éléments déterminent la "séquence" de Hubble, correspondant au diagramme de Hubble dit "en diapason".

Le diagramme en diapason de Hubble

Diagramme en diapason de Hubble illustrant la classification des galaxies. A gauche : galaxies elliptiques (type dit précoce), à l'intersection des branches : galaxies lenticulaires ou S0, sur la branche supérieure du diapason : galaxies spirales, sur la branche inférieure : galaxies spirales barrées.

Crédit : Encyclopédie Imago Mundi (http://www.cosmovisions.com/gaor.htm)

De gauche à droite, on peut voir les galaxies elliptiques, de E0 à E9 quand on passe des plus sphériques aux plus aplaties, puis les galaxies lenticulaires ou S0, puis dans la branche supérieure du diapason les galaxies dites "normales", Sa, Sb et Sc, et dans la branche inférieure les galaxies barrées, notées SBa, SBb et SBc.

D'après ce schéma, on voit que l'importance du bulbe décroît de la gauche vers la droite, alors que l'importance des bras spiraux, qui font toujours partie du disque, augmente.

Les galaxies elliptiques et lenticulaires sont souvent appelées galaxies de "type précoce" tandis que les spirales sont dites "de type tardif". Cette appellation provient de l'idée fausse (mais qui prédominait autrefois) selon laquelle les galaxies elliptiques se formaient les premières, puis évoluaient en spirales. Nous verrons dans le chapitre concernant la formation des galaxies que ce n'est pas le cas, mais les termes "précoce" et "tardif" sont restés.

Attention donc, la "séquence" de Hubble n'est pas une séquence dans le temps.

Inclassables par définition, les galaxies irrégulières (comme ci-dessus les nuages de Magellan) sont placées tout à droite de ce diagramme ; lorsqu'on se déplace de gauche à droite dans ce diagramme les galaxies renferment de plus en plus d'étoiles jeunes.

On peut remarquer que lorsqu'on se déplace de gauche à droite du diapason de Hubble, la masse totale et la concentration de masse décroissent, alors que la fraction de gaz et donc le taux de formation d'étoiles augmentent. L'enroulement des bras spiraux décroît quand on passe des Sa aux Sc, ce qui dénote une moins grande stabilité des galaxies Sc par rapport aux Sa.

Les galaxies de type précoce comprennent les galaxies elliptiques et lenticulaires. Elles sont ainsi appelées parce qu'autrefois on pensait qu'elles se formaient avant les autres. Nous verrons qu'en fait cette interprétation est erronée, puisqu'on pense maintenant que les elliptiques se forment par fusion de galaxies, spirales ou elliptiques.

Les galaxies elliptiques peuvent être sphéroïdales (c'est à dire rondes en projection sur le ciel) ou ellipsoïdales (plus ou moins aplaties). La galaxie Messier 87 est un exemple typique de galaxie elliptique.

On trouve souvent une galaxie elliptique très massive au centre des amas de galaxies. La grosseur de ces galaxies est sans doute due au fait qu'elles se trouvent généralement au fond du puits de potentiel gravitationnel des amas, et de ce fait accrètent tout au long de leur vie des galaxies plus petites, attirées par la concentration de masse au centre de l'amas.

La galaxie Centaurus A est également une elliptique, mais traversée par une grande bande de poussières qui absorbe la lumière des étoiles situées derrière elle et lui donne cet aspect inhabituel (d'habitude les galaxies elliptiques contiennent peu de poussière).

Contrairement aux elliptiques, les galaxies lenticulaires possèdent un disque dans lequel se trouvent en général les poussières, comme dans la galaxie dite du "Sombrero".

Messier 87

Une galaxie elliptique : Messier 87, dans l'amas de la Vierge.

Crédit : NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

NGC 5128 (Centaurus A)

Une galaxie elliptique atypique : NGC 5128 (Centaurus A)

Crédit : ESO (Creative Commons Attribution 3.0 Unported License)

Messier 104 (le Sombrero)

Une galaxie lenticulaire : Messier 104 (le Sombrero)

Crédit : NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Les galaxies dites de type tardif correspondent aux galaxies spirales, de Sa à Sc (et aussi SBa à SBc, en ce qui concerne les spirales barrées). On pensait autrefois que les galaxies spirales se formaient plus tard que les elliptiques.

Messier 51 (type Sc)

La galaxie Messier 51, dite galaxie du tourbillon (type Sc)

Crédit : NASA, ESA, S. Beckwith (STScI), and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

NGC 1232 (type Sc)

La galaxie NGC 1232 (de type Sc). La petite galaxie sur la gauche de l'image est vue en projection dans le ciel mais n'a pas de lien physique avec NGC 1232.

Crédit : ESO (Creative Commons Attribution 3.0 Unported License)

Messier 100 (type Sc)

La galaxie Messier 100 (de type Sc)

Crédit : ESO/IDA/Danish 1.5 m/R. Gendler, J.-E. Ovaldsen, C. C. Thöne and C. Féron (Creative Commons Attribution 3.0 Unported License)

Les galaxies spirales barrées possèdent en proportion non négligeable une barre d'étoiles traversant leur noyau. Dans ce cas, les bras spiraux sont issus des extrémités de la barre et non directement du noyau.

Dans certains cas, il peut exister deux barres, l'une à grande échelle, et l'autre plus petite et plus près du noyau. Il s'agit là de l'un des mécanismes invoqués pour expliquer comment de la matière "tombe" vers le trou noir central des galaxies à noyau actif.

Les barres ont des propriétés dynamiques particulières. Les interactions/fusions de galaxies peuvent les créer, mais aussi les détruire. De manière générale, il semble que les barres aient une durée de vie relativement courte ; elles peuvent être créées et détruites une ou plusieurs fois durant la vie d'une galaxie spirale.

NGC 4314 (type SBa)

La galaxie barrée NGC 4314 (de type SBa). Les zones qui apparaissent en violet sont des régions de formation d'étoiles intense.

Crédit : G. Fritz Benedict, Andrew Howell, Inger Jorgensen, David Chapell (University of Texas), Jeffery Kenney (Yale University), and Beverly J. Smith (CASA, University of Colorado), and NASA

NGC 1365 (type SBc)

La galaxie barrée NGC 1365 (de type SBc). On voit bien que les bras spiraux sont issus des extrémités de la barre et non du centre de la galaxie.

Crédit : ESO (Creative Commons Attribution 3.0 Unported License)

Les galaxies irrégulières ont, comme leur nom l'indique, une forme mal définie. Il s'agit de galaxies qui n'ont pas fini de se former, et elles sont encore riches en gaz et en étoiles chaudes, dont la formation est récente.

NGC 4214

La galaxie irrégulière NGC 4214. Les régions très brillantes sont des zones où il se forme beaucoup d'étoiles.

Crédit : John MacKenty (STScI) et al. & the Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)

Les galaxies ne sont pas réparties selon la séquence de Hubble (diagramme en diapason) de manière uniforme.

Les galaxies ne sont pas des systèmes complètement formés, leur formation et leur évolution se poursuivant tout au long de l'âge de l'Univers. En effet, outre l'évolution des étoiles, qui modifie évidemment les propriétés des galaxies qui les contiennent, les propriétés des galaxies peuvent également être modifiées par les interactions et fusions de galaxies.

On estime que les pourcentages de galaxies des divers types sont les suivants : environ 60% de galaxies elliptiques (principalement des naines elliptiques), 30% de spirales et 10% de galaxies irrégulières ou inclassables.

Ces pourcentages sont différents dans les amas de galaxies, où les propriétés des galaxies sont modifiées par des effets d'environnement. Dans les amas, il y a une majorité de galaxies elliptiques, surtout dans les régions centrales des amas, tandis que les spirales se trouvent majoritairement dans les zones externes. Ce phénomène est appelé ségrégation morphologique.

En ce qui concerne les galaxies barrées, les barres apparaissent et disparaissent durant l'existence d'une galaxie, en particulier selon la quantité de matière disponible que la barre peut accréter.

Il est difficile de déterminer la forme exacte de la Voie Lactée dans la mesure où nous sommes dedans, et ne pouvons pas en sortir pour la regarder de l'extérieur. On pense cependant que c'est une galaxie spirale barrée, un peu semblable à Andromède, l'autre grosse galaxie du Groupe Local. La Voie Lactée est souvent appelée la Galaxie (avec une majuscule pour la distinguer des autres).

Le nombre de bras spiraux de la Voie Lactée a fait l'objet de nombreuses controverses. Comme les étoiles se forment dans les bras spiraux, une méthode pour tracer les bras est d'analyser la distribution spatiale des régions HII (régions de gaz ionisé par le rayonnement des étoiles jeunes qui y sont contenues) dans la Galaxie.

La Voie Lactée en infrarouge

La Voie Lactée en infrarouge observée par le satellite COBE.

Crédit : DIRBE Science Images, http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/dirbe_image.cfm

Le satellite infrarouge COBE a pu photographier le ciel dans diverses bandes de longueur d'onde, et l'image infrarouge présentée dans la figure ci-dessus montre que nous sommes visiblement dans une galaxie à disque, avec un petit bulbe.

Schéma des quatre bras de la Voie Lactée

Schéma montrant les quatre bras de la Voie Lactée, dessinés d'après la distribution des régions HII.

Crédit : Russeil D. 2003, A&A 397, 133

Le comptage des régions HII (régions de gaz ionisé) dans notre Galaxie par Delphine Russeil a montré l'existence probable de quatre bras spiraux dans notre Galaxie.