Les principales questions qui se posent au sujet de la formation des galaxies sont les suivantes :

• Comment se forment les galaxies ?
• Quand se sont-elles formées ?
• Quels facteurs déterminent le type de galaxie qui va se former ?
• Quelle(s) relation(s) y a-t-il entre la formation d'étoiles et la formation des galaxies ?

Pour expliquer la formation des galaxies, deux approches complémentaires sont possibles : soit remonter dans le temps à partir des propriétés observées aujourd'hui, soit calculer comment l'univers a pu évoluer à partir des conditions initiales qu'on lui attribue.

On se place en général dans le cadre de la théorie du Big Bang (voir Le Big Bang). Ceci sous-entend un certain nombre d'hypothèses, parmi lesquelles les principales sont les suivantes :

• l'univers a environ 14 ou 15 milliards d'années (après le Big Bang) ;
• l'expansion (loi de Hubble) existe depuis le Big Bang mais son taux peut avoir varié ;
• l'univers primordial était très chaud et très dense ; la densité et la température étaient constants à un instant donné dans l'univers avec de faibles fluctuations ;
• durant l'expansion (et donc le refroidissement) il y a eu création de particules (neutrons, protons...) à partir de quarks ;
• la charge électrique dans l'univers était nulle, impliquant autant de protons que d'électrons ;
• les premières minutes après le Big Bang, il y a eu formation de noyaux d'hélium, ce qui a donné pour la matière baryonique une constitution d'environ 76% d'hydrogène et 24% d'hélium ;
• il existait également de la matière non baryonique.

A l'origine des galaxies, on trouve de petites fluctuations de densité de l'univers, avec l'existence de zones légèrement plus denses.

Dans ces zones, il y a eu accrétion accrue de matière par instabilité gravitationnelle, ce qui a donné naissance aux proto-galaxies.

Dans l'hypothèse d'un processus dit "monolithique", chaque proto-galaxie s'est effondrée (effondrement gravitationnel) pour donner une galaxie, contenant de la matière baryonique et de la matière non-baryonique (la matière noire).

L'un des problèmes qui reste à résoudre dans ce scénario est le rôle exact de la matière noire, dont on ne connaît toujours pas la nature.

Dans ce scénario, la matière noire, qui domine la matière dans l'univers, est constituée de particules ayant une vitesse faible devant la vitesse de la lumière.

Les simulations numériques d'effondrement gravitationnel montrent qu'il se forme alors des structures ayant une masse de l'ordre de . Ces structures vont ensuite fusionner un certain nombre de fois pour créer des galaxies de masse typique . Ce scénario est appelé "hiérarchique", ou en Anglais "bottom-up".

Plusieurs difficultés ne sont pas encore complètement résolues dans ce scénario, en particulier la manière d'inclure la formation d'étoiles dans les simulations numériques.

La formation des galaxies elliptiques s'explique bien. En revanche, celle des spirales pose problème, dans la mesure où l'on forme des spirales de au maximum. Pour expliquer la formation des spirales, le seul moyen est de supposer que l'on forme des elliptiques de masse et que celles-ci peuvent accréter de la matière du milieu environnant ; si cette matière a un moment angulaire suffisant, elle peut alors former un disque, et la galaxie résultante pourra être une spirale de . Le fait que les elliptiques et les bulbes des spirales ont globalement les mêmes propriétés est en faveur de ce scénario.

Le scénario de matière noire froide est à l'heure actuelle celui qui semble le mieux rendre compte des différentes observations disponibles.

Un deuxième scénario, a été proposé, dans lequel, au contraire, les particules de matière noire ont des vitesses comparables à celle de la lumière. Dans ce cas, les fluctuations de densité à petite échelle disparaissent. Les simulations numériques montrent qu'alors il se forme des structures ayant une masse beaucoup plus grande que celle des galaxies individuelles ; ces structures vont ensuite se fragmenter pour créer des galaxies de masse typique . Ce scénario est appelé en Anglais "top-down".

Ce second scénario semble moins probable que le celui de matière noire froide, pour deux raisons : tout d'abord, les observations semblent indiquer que les petites structures se sont formées avant les grandes ; et deuxièmement, parce que les structures à grande échelle prédites semblent différentes de ce que l'on observe.

Les propriétés des galaxies ne sont pas constantes mais évoluent dans le temps. En particulier, la lumière émise par une galaxie étant la somme des lumières émises par les étoiles qui la constituent, l'évolution de chaque galaxie sera due à l'évolution du taux de formation d'étoiles et à l'évolution individuelle de chaque étoile.

On sait ainsi que le taux de formation d'étoiles (en Anglais star formation rate, ou SFR) dans les galaxies elliptiques a été très élevé dans le passé mais est quasi nul maintenant. Dans les spirales, l'évolution du taux de formation d'étoiles est différente : dans les Sa, ce taux décroît avec le temps, mais beaucoup moins vite que dans les elliptiques, tandis que dans les Sc il est à peu près constant.

Il a ainsi été mis en évidence que le taux de formation d'étoiles était nettement plus élevé à un décalage spectral de l'ordre de 1 (voir figure). En revanche si l'on continue à observer des galaxies de plus en plus lointaines, il semble qu'à z=3 ou 4 le taux de formation d'étoiles rediminue.

Evolution du taux de formation d'étoiles

Evolution du taux de formation d'étoiles en fonction du décalage spectral, c'est à dire de l'âge de la galaxie (lorsqu'on observe à plus grand décalage spectral, on remonte dans le temps, et on observe donc les galaxies lorsqu'elles étaient plus jeunes).

Crédit : Steidel et al. (1999), ApJ 519, 1

Remarque : l'évolution des galaxies dépend de l'environnement, pour l'instant nous ne considérons que des galaxies isolées.

Par évolution chimique des galaxies, on entend l'évolution temporelle des différents éléments chimiques contenus dans une galaxie.

Les premières étoiles d'une galaxie ne contenaient que de l'hydrogène et de l'hélium, certains autres éléments légers n'existant qu'à l'état de traces.

Au cours de leur évolution, les étoiles massives ont pu exploser en supernovae, enrichissant le milieu interstellaire en éléments lourds synthétisés dans ces étoiles. Les générations suivantes d'étoiles se sont donc formées à partir d'un gaz enrichi en éléments lourds.

La composition chimique du milieu interstellaire et des étoiles varient donc avec le temps.

Il est relativement facile de modéliser ce type d'évolution pour une galaxie isolée, mais il en existe en fait très peu. Il est donc nécessaire de tenir compte de l'environnement, en particulier des interactions et fusions qui vont modifier les propriétés des galaxies, en particulier leur taux de formation d'étoiles et leur morphologie.

L'observation de galaxies lointaines, par exemple dans le champ profond observé par Hubble, semble montrer que près de 25% des galaxies lointaines étaient irrégulières contre seulement 7% aujourd'hui. On observe donc une évolution morphologique très nette des galaxies.

Les poussières jouent aussi certainement un rôle dans l'évolution des galaxies, et doivent être prises en compte dans les modèles.