La forme aplatie des disques des galaxies spirales est due à leur rotation rapide, qui peut atteindre une amplitude de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.

Dans tous les cas, les champs de vitesse des galaxies sont mesurés à partir du décalage spectral des raies d'absorption ou d'émission que l'on observe dans leurs spectres (s'il s'agit du domaine visible). On peut aussi les déterminer à partir de la longueur d'onde de la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre décrite précédemment.

Typiquement, le champ de vitesses d'une galaxie spirale "normale" (c'est à dire sans perturbations notables) présente un décalage global vers le rouge correspondant à la vitesse de récession moyenne de la galaxie, plus une partie légèrement décalée vers le bleu et une autre légèrement décalée vers le rouge par rapport à ce décalage global. Cette deuxième partie correspond à la rotation de la galaxie.

NGC 157

Champ de vitesses de la galaxie NGC 157. La vitesse de récession moyenne de la galaxie a été soustraite, et la table de couleurs au-dessus de la figure montre le codage en couleurs des vitesses. La partie bleue se rapproche de nous tandis que la partie rouge s'éloigne de nous. Le trait noir épais montre la position approximative du grand axe cinématique (selon lequel la rotation est maximale), et le trait noir moins épais à 90° du précédent montre la position du petit axe (selon lequel il n'y a pas de rotation).

Crédit : Fridman et al. 2001, A&A 371, 538

On peut effectuer des coupes du champ de vitesses selon plusieurs directions et obtenir ainsi ce que l'on appelle des courbes de rotation, où l'on trace la vitesse observée (à laquelle on a en général soustrait la vitesse moyenne de récession de la galaxie) en fonction de la distance au centre de la galaxie.

Courbes de rotation

Courbes de rotation pour plusieurs types de galaxies spirales

Crédit : Casertano & van Gorkom (1991), AJ 101, 1231

Courbe de rotation d'une galaxie spirale

Courbe de rotation typique d'une galaxie spirale, montrant les points de mesure avec leur barre d'erreur, la courbe ajustant le mieux possible les données (en noir), la vitesse du disque (en bleu) et celle d'un halo de matière invisible nécessaire pour rendre compte des points observés (en rouge).

Crédit : ASM

La plupart des courbes de rotation des galaxies spirales présentent une augmentation linéaire de la vitesse en fonction du rayon dans les régions centrales, suivie d'un aplatissement. Si toute la masse était concentrée dans le disque visible de la galaxie, on s'attendrait à ce que sa courbe de rotation décroisse au-delà d'un certain rayon de l'ordre de quelques kpc), ce qui n'est pas le cas.

Les astronomes ont donc été conduits à supposer l'existence autour des galaxies d'un grand halo de matière massive, invisible mais permettant d'expliquer pourquoi les courbes de rotation restent plates à grand rayon : il s'agit de ce que l'on appelle la matière noire, ou matière sombre. La dimension des halos de matière noire autour des galaxies est typiquement de plusieurs dizaines de kpc.

L'énigme de la matière noire n'est toujours pas résolue, dans la mesure où l'on ne sait toujours pas de quoi elle est composée. D'autres types d'observations, comme par exemple celles des amas de galaxies, exigent également la présence de matière noire, uniquement détectable par ses effets gravitationnels.

La rotation des galaxies elliptiques est beaucoup plus lente (au maximum quelques dizaines de km/s), ce qui rend nettement plus difficile l'observation de leur rotation. On ne peut donc affirmer en général qu'elles sont, comme les galaxies spirales, entourées d'un halo de matière noire. Cependant, certaines galaxies elliptiques très massives sont parfois entourées d'un halo de gaz très chaud émettant en rayons X (voir chapitre "Contenu des galaxies"). A partir de l'émission X, si l'on suppose que ce gaz très chaud est un traceur du puits de potentiel gravitationnel de la galaxie, on peut estimer la masse totale de la galaxie, et là aussi on trouve qu'il doit y avoir un halo de matière noire. Il est par conséquent vraisemblable que les galaxies sont à peu près toutes (spirales et elliptiques) entourées d'un halo de matière noire.

Les galaxies peuvent avoir des dimensions et des masses très diverses. Bien sûr, la masse d'une galaxie n'est pas une quantité directement accessible à l'observation. Les astronomes peuvent seulement observer de la lumière, dans un certain nombre de domaines de longueur d'onde, et à partir de là mettre au point des modèles de distribution de matière qui permettent au mieux d'ajuster les résultats d'observations.

Ainsi, à partir des courbes de rotation des galaxies spirales, il est possible de construire des modèles de masse.

Pour construire des modèles de masse, on peut utiliser plusieurs méthodes. Par exemple, la méthode dite de Schwarzschild, qui, très schématiquement, peut être résumée comme suit :

• mesurer la brillance de surface d'une galaxie en un certain nombre de points, et mesurer en ces points la vitesse de rotation
• en supposant une valeur pour le rapport M/L (rapport masse/luminosité moyen des étoiles), calculer la densité de matière projetée (sur le plan du ciel)
• déprojeter cette densité pour obtenir une densité de matière à trois dimensions
• faire une hypothèse sur la distribution de matière noire (qui va en fait dominer la masse) ; par exemple, on peut supposer que la matière noire est distribuée dans un halo sphérique
• calculer alors le potentiel gravitationnel dû à cette distribution de masse
• en utilisant une librairies d'orbites stellaires, calculer quelle est la superposition maximale d'orbites permettant d'ajuster le potentiel gravitationnel calculé
• si nécessaire faire un certain nombre d'itérations, jusqu'à ce que l'image et la courbe de rotation calculées par le modèle soient les plus proches possibles des données de départ.

On trouve alors comment la masse est distribuée entre les diverses composantes. Ceci est illustré par la figure ci-contre, où l'on voit la contribution du disque, du gaz et du halo à la courbe de rotation et à la densité lumineuse observée.

Deux modèles de masse pour la galaxie NGC 3198

Deux modèles de masse pour la galaxie NGC 3198 (figures du haut), calculés à partir des courbes de rotation (figures du bas).

Crédit : Blais-Ouellette et al. (2001), AJ 121, 1952