Poursuivons notre visite de la Galaxie au-delà de son disque et de son centre. La Galaxie est entourée d'un cortège de plusieurs galaxies de très petites tailles appelées galaxies naines. Les Nuages de Magellan, qui sont des galaxies naines irrégulières, sont les plus importantes d'entre elles.

La Galaxie se caractérise par une histoire peu mouvementée. Il est probable qu'elle n'a pas fait de rencontre majeure avec d'autres galaxies de masse comparable à la sienne, depuis 10 à 11 milliards d'années, ce qui en fait peut-être une exception parmi les galaxies de masse comparable. Actuellement, la Galaxie absorbe une minuscule galaxie naine, appelée Sagittarius, qui laisse une immense trainée d'étoiles lors de sa dissolution. Cependant cette collision n'affecte pas la Galaxie dans son ensemble. Par ailleurs, les Nuages de Magellan tombent dans la Galaxie avec une vitesse prodigieuse, à plus d'un million de km/h (350 km/s). Il est presque certain que les Nuages de Magellan s'approchent pour la première fois de la Galaxie. Ils sont actuellement situés à 160 000 années-lumière de celle-ci. Le résultat de cette rencontre n'est pas encore connu : leur vitesse d'approche est tellement élevée qu'il est possible qu'ils s'échappent ensuite de la Galaxie en direction de l'espace intergalactique.

La Galaxie et les Nuages de Magellan

La Galaxie avec un zoom sur le Grand Nuage de Magellan (en haut et à droite) et sur le Petit Nuage de Magellan (en bas et à droite).

Crédit : Montage d'une image ESO/Serge Brunier avec deux images ESO

Si l'on additionne la masse des étoiles, du gaz et de la poussière, on trouve pour la Galaxie une masse de 55 milliards de fois celle du Soleil. Les astronomes s'intéressent beaucoup à l'environnement de notre Galaxie. En effet les étoiles et le gaz au bord du disque de la Galaxie tournent beaucoup trop vite pour que la masse ci-dessus puisse équilibrer l'accélération centrifuge causée par la rotation d'ensemble ! Cela fait soupçonner l'existence d'une importante masse cachée qui contribuerait à équilibrer cette rotation. Comme l'excès de vitesse est particulièrement important au bord de la Galaxie, cette masse cachée devrait se trouver autour de son disque, dans une région appelée le halo. On trouve dans le halo de notre Galaxie des étoiles généralement âgées et pauvres en éléments lourds, des amas globulaires et des galaxies naines. Tous contribuent à enrichir notre connaissance du passé de la Galaxie et de sa formation !

A côté de la mystérieuse masse cachée, certaines propriétés de la Galaxie sont surprenantes. Par exemple plus de 30 galaxies naines l'entourent. Alors qu'on s'attendrait à ce qu'elles soient distribuées de façon aléatoire autour de la Galaxie ou autour de son disque, elles semblent se distribuer préférentiellement autour d'un plan qui est perpendiculaire à ce disque. Les scénarios actuels de formation des galaxies ont bien de la peine à interpréter ce mystère !

Les satellites de la Galaxie forment un plan!

Distribution des positions des 30 galaxies naines dans le voisinage de la Galaxie, schématisée par un disque vu de côté. Pour donner une idée de l'échelle, la galaxie Leo I est située à 830 000 années-lumière de nous.

Crédit : Sylvain Fouquet et François Hammer

Le Groupe Local s'étend sur un rayon de 3 millions d'années-lumière. Il est dominé par deux galaxies spirales géantes, la grande galaxie d'Andromède (M31) et notre Galaxie. Il inclut aussi une autre galaxie spirale, la galaxie du Triangle (M33) qui est dix fois moins massive que M31. On dénombre actuellement une cinquantaine de galaxies naines, qui se répartissent principalement autour des deux grandes galaxies. Ce nombre continue de croître régulièrement avec la découverte de nouvelles galaxies de plus en plus petites.

Le Groupe Local se caractérise par de nombreuses interactions entre les galaxies qui le constituent. Outre l'interaction de la Galaxie avec les galaxies naines Sagittarius et les Nuages de Magellan, la galaxie d'Andromède est en interaction avec la galaxie du Triangle. On peut cependant considérer que le Groupe Local résulte de l'approche des deux grandes galaxies et de leur cortège de galaxies naines. La Galaxie et celle d'Andromède se rapprochent à la vitesse de 130 km/s, soit 468 000 km/h. La rencontre n'est pas prévue pour tout de suite : les deux galaxies sont actuellement à une distance de 2,5 millions d'années-lumière !

Le Groupe Local

Représentation tri-dimensionnelle de la distribution des galaxies du Groupe Local. A gauche on trouvera un zoom sur la Galaxie, à droite, un zoom sur la galaxie d'Andromède.

Crédit : Montage d'un diagramme (centre) réalisé par Richard Powell (permission CCASA 2.5) avec une image (à gauche) réalisée par ESO/Serge Brunier et avec une image (à droite) réalisée par Adam Evans (permission CCA 2.0)

Les deux grandes galaxies du Groupe Local sont des grandes galaxies spirales, c'est-à-dire dominées par leur disque. La Galaxie est de type Sbc, ce type indiquant un bulbe représentant 19% de sa masse en étoiles. La galaxie d'Andromède est de type Sb, avec un bulbe représentant 28% de sa masse en étoiles. Si l'on additionne la masse des étoiles, du gaz et de la poussière dans ces deux galaxies, on trouve une masse de 55 milliards de fois celle du Soleil pour la Galaxie, et exactement le double pour la galaxie d'Andromède.

La rencontre de ces deux galaxies sera l'événement le plus important du Groupe Local. Les deux galaxies sont pauvres en gaz : 12% et 5% pour la Galaxie et Andromède respectivement. Cela implique que le produit de la collision entre les deux galaxies sera une galaxie elliptique, semblable à un gigantesque bulbe ou ellipsoïde. Dans cette nouvelle structure, les trajectoires des étoiles se distribueront de façon aléatoire, s'inscrivant dans un ellipsoïde.

Il est impossible à ce jour de dater exactement cette collision future, car certains paramètres comme la vitesse tangentielle d'Andromède ne sont pas bien connus. Il est encore plus difficile de prédire quelle sera la position du Soleil après cette rencontre phénoménale. Celui-ci pourrait même être arraché de la Galaxie lors de la première rencontre, du fait de sa position relativement proche du bord du disque de la Galaxie. Il pourrait être éjecté dans une queue de marée, pour errer dans l'espace intergalactique, voire même... être capturé par la galaxie d'Andromède ! Dans tous les cas cet événement aura lieu dans près de 5 milliards d'années, une durée suffisante pour que le Soleil ait consommé tout son hydrogène.

Le Groupe Local est comparable à plusieurs groupes de galaxies que l'on trouve dans notre voisinage, à des distances de quelques dizaines de millions d'années-lumière. La plupart de ces groupes de galaxies sont situés en bordure d'une concentration beaucoup plus importante de galaxies : l'amas de la Vierge. Celui-ci inclut quelques milliers de galaxies et aussi du gaz chaud détecté aux longueurs d'onde X. La masse de l'amas de la Vierge est tout simplement énorme : plusieurs centaines de milliers de milliards de fois celle du Soleil, en tenant compte de la masse cachée ! On comprendra que cette énorme masse affecte les galaxies environnantes. Par exemple, le gaz chaud de l'amas provient probablement du gaz arraché, par effet de marée gravitationnelle, aux galaxies qui sont tombées dans le coeur de l'amas.

Un rayon de 50 millions d'années-lumière

Représentation tri-dimensionnelle de la distribution des galaxies dans un rayon de 50 millions d'années-lumière. Chaque point blanc représente une galaxie de luminosité intrinsèque comparable ou supérieure à celle de notre Galaxie. Les groupes de galaxies les plus proches de nous sont ceux du Sculptor, de Maffei et de Canes. Observez la forte concentration de galaxies à droite de l'image : c'est l'amas de la Vierge.

Crédit : Richard Powell (permission CCASA 2.5)

Les galaxies ne se répartissent pas de façon homogène dans l'Univers proche : elles se répartissent préférentiellement le long de superstructures, sur des échelles de quelques dizaines de millions d'années-lumière. Les astronomes ont baptisé ces superstructures les "super-amas". Le Groupe Local fait donc partie du super-amas de la Vierge. Il est difficile de connaître la masse des super-amas car il est certain que ce ne sont pas des structures en équilibre gravitationnel, comme l'est le disque de la Galaxie par exemple.

Sur des échelles encore plus vastes, on s'aperçoit que les galaxies se rassemblent le long de structures encore plus gigantesques, appelées "murs" ou "filaments". On s'aperçoit aussi qu'il y a des régions vides de l'espace dans lesquelles on trouve très peu de galaxies.

Les amas et super-amas de l'Univers local

Répartition des structures formées par les galaxies sur un rayon de 500 millions d'années-lumière.

Crédit : Richard Powell (permission CCASA 2.5)

Au-delà de la rotation de la Terre sur elle-même, la Terre subit de nombreux mouvements ! Elle tourne autour du Soleil à une vitesse de 30 km/s, soit plus de 100 000 km/h. Le système solaire est entraîné autour du centre de la Galaxie à une vitesse de 230 km/s. Notre Galaxie et la grande galaxie d'Andromède tombent vers le centre du Groupe Local, chacune avec à une vitesse de 65 km/s. Ce n'est pas tout ! Les astronomes ont mesuré la vitesse des galaxies du Groupe Local par rapport à un très grand nombre de galaxies distribuées sur toute la voûte céleste. Ils en ont déduit un mouvement considérable des galaxies du Groupe Local, en direction des super-amas de Centaurus et de Shapley, avec une vitesse de 627 km/s soit plus de 2 millions de km/h.

La Terre: du système solaire à l'Univers

Représentation schématique des différentes vitesses de la Terre, depuis le système solaire jusqu'à l'Univers.

Crédit : ASM/Gilles Bessou

La force gravitationnelle joue un rôle fondamental en astronomie, des planètes à l'Univers dans son ensemble. Le rôle de cette force est d'accélérer les corps les uns vers les autres. L'accélération gravitationnelle causée par un corps de masse M sur un autre corps situé à une distance R s'exprime selon : .