Ce chapitre traite des galaxies et de l'univers extragalactique, c'est à dire au-delà de notre Galaxie, la Voie Lactée.
Après un bref historique sur les galaxies, depuis l'observation d'objets diffus dans le ciel dont on ignorait la nature jusqu'à l'astrophysique moderne, nous verrons comment les galaxies peuvent être classées selon leurs propriétés morphologiques et physiques.
Nous présenterons ensuite plusieurs méthodes permettant de déterminer les distances des galaxies, quantité indispensable à connaître pour pouvoir déterminer leurs propriétés.
Puis nous décrirons leur contenu et les méthodes d'observation ayant permis de connaître les divers types de matière composant les galaxies : étoiles, gaz, poussières et matière noire.
Nous aborderons dans la partie suivante la cinématique des galaxies, c'est à dire leurs mouvements internes, qui permettent d'estimer la masse des galaxies, et en particulier la masse de matière noire, dont on perçoit les effets gravitationnels mais qui n'émet pas de lumière, et est donc indétectable directement.
Nous décrirons ensuite les phénomènes auxquels les galaxies peuvent être soumises : interactions entre galaxies, fusions, etc.
Nous nous intéresserons enfin aux galaxies à noyau actif et quasars, qui sont le siège de phénomènes parmi les plus énergétiques de l'univers.
Un dernier chapitre concernera la formation des galaxies et leur évolution chimique et morphologique, ainsi que leur évolution en luminosité.
IntroductionSi l'étude des galaxies est une science récente, parce qu'il s'agit d'objets célestes difficilement visibles à l'oeil nu, les hommes se sont intéressés dès l'antiquité à la Voie Lactée, notre Galaxie. Celle-ci est bien visible à l'oeil nu comme une traînée blanche dans le ciel.
Plusieurs interprétations liées à la mythologie ont ainsi été proposées pour expliquer la Voie Lactée: par exemple, chez les Egyptiens, il s'agissait de blé semé par Isis, chez les Romains de lait répandu par Junon. Ces interprétations n'occultaient pas des questions philosophiques plus sérieuses, comme par exemple : où est la Terre dans l'univers ? quelle est la forme de l'ensemble d'étoiles que l'on voit à l'oeil nu ? cet ensemble est-il unique ?
C'est vers 1610 que le grand astronome italien Galilée montra pour la première fois que la Voie Lactée pouvait être résolue en étoiles.
Près d'un siècle et demi plus tard apparurent indépendamment plusieurs hypothèses voisines. Thomas Wright, en Angleterre, tenta de relier l'astronomie avec la théologie en imaginant qu'il existait d'autres "Centres Sacrés", une intuition pouvant se rapprocher de celle du philosophe allemand Emmanuel Kant qui exactement à la même époque proposa l'existence de ce qu'il appela des " univers-îles", identifiés à ce que l'on appelait alors les nébuleuses elliptiques, systèmes de nombreuses étoiles à des distances immenses.
L'astronome français Charles Messier constitua ensuite, vers 1771, le premier catalogue d'objets diffus, baptisés "nébuleuses", et comprenant en fait des objets de divers types dont on ne connaissait pas les propriétés à cette époque (galaxies, nébuleuses, amas globulaires...).
A peu près en même temps, l'astronome et musicien anglais John Herschel, avec l'aide de sa soeur Caroline Herschel, se mit à construire des lunettes astronomiques, puis des télescopes. Ces instruments lui permirent de mettre en évidence l'existence de divers types de "nébuleuses" (objets diffus). Ils lui permirent aussi de compter les étoiles dans tout le ciel et de montrer que la distribution de ces étoiles (qui appartiennent toutes à notre Galaxie, la Voie Lactée), avait une forme lenticulaire (c'est à dire aplatie, avec un renflement au centre).
Lord Ross, en Angleterre encore, montra vers 1850 que la galaxie d'Andromède, notre voisine, seule galaxie visible à l'oeil nu dans l'hémisphère nord, présentait une structure spirale. Il montra ensuite qu'il en était de même pour de nombreuses autres "nébuleuses".
Il fallut attendre les années 1920 pour que la nature des galaxies soit définitivement tranchée.
Tout d'abord eut lieu à l'académie des sciences américaine le "grand débat" entre les astronomes Curtis et Shapley. Curtis soutenait que les galaxies étaient extérieures à la nôtre, tandis que Shapley pensait qu'elles faisaient partie de notre Galaxie. Chacun resta sur ses positions, mais quelques années plus tard l'astronome américain Edwin Hubble prouva définitivement grâce à ses observations que les galaxies étaient des ensembles de quelques millions à quelques milliards d'étoiles, ce qui impliquait qu'il s'agissait d'objets très grands, très massifs et très lointains. On réserva alors le terme de "nébuleuse" aux nuages de gaz de notre galaxie dans lesquels des étoiles sont en formation.
Hubble fut le premier à mesurer la distance des galaxies.
Comme nous l'avons mentionné, Andromède est la seule galaxie visible à l'oeil nu dans l'hémisphère nord. Elle est située à une distance d'environ 2,9 millions d'années lumière de nous. Dans l'hémisphère sud, on peut voir deux petites galaxies irrégulières, le grand et le petit nuage de Magellan ; elles sont situées à une distance d'environ 150.000 années lumière.
Rappel : une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en un an, à la vitesse de 300.000 km/s. Une année lumière vaut donc environ 1016 mètres.
Distance d'AndromèdeDifficulté : ☆ Temps : 1 minute
Si la galaxie d'Andromède est à 2,9 millions d'années-lumière de nous, combien de temps la lumière met-elle pour nous parvenir d'Andromède?
Calculer la distance d'Andromède en mètres.
Les nuages de Magellan sont deux galaxies irrégulières voisines de la nôtre.
Andromède et les deux Nuages de Magellan font partie d'un ensemble de quelques dizaines de galaxies appelé Groupe Local.
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".
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".
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.
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.
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.
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.
Classification des galaxiesDifficulté : ☆ Temps : 1 minute
Classer les différents types de galaxies suivants par ordre d'importance croissante du rapport bulbe/disque: S0 (lenticulaires), Sc, Sa, elliptiques, irrégulières, Sb.
Donner la même séquence pour les galaxies barrées.
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.
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.
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.
Afin de connaître les propriétés des galaxies, il est nécessaire de pouvoir déterminer leur distance. En effet, nous pouvons seulement effectuer des mesures en pixels sur le CCD qui nous sert de récepteur. Connaissant la dimension angulaire d'un pixel en projection sur le ciel, nous pouvons alors calculer les angles correspondants, toujours en projection dans le plan du ciel. Pour transformer ces mesures angulaires en distances physiques, il est ensuite nécessaire de connaître la distance de l'objet.
Les distances des galaxies proches sont souvent exprimées en Mpc (Megaparsecs).
Le parsec est une unité de longueur correspondant à la distance à laquelle la parallaxe d'une étoile est de 1 seconde d'arc (1 seconde d'angle vaut 1/3600 ème de degré).
La correspondance entre parsec (pc) et année lumière (a-l) est : 1 pc = 3,26 al. Le kpc (kiloparsec), qui vaut 1000 pc, est une unité commode pour les distances au sein d'une galaxie, et le Mpc (mégaparsec) sert à exprimer les distances des galaxies proches (ou les dimensions des amas de galaxies).
Pour mesurer les distances des galaxies, on utilise ce que l'on appelle des indicateurs de distance. Il s'agit de propriétés qui sont les mêmes pour une catégorie d'objets donnés, et qui permettent de proche en proche d'estimer la distance des galaxies. Pour des galaxies de plus en plus lointaines, on distingue ainsi les indicateurs primaires, secondaires, et tertiaires.
La première manière de déterminer la distance d'une étoile proche est de mesurer ce que l'on appelle sa parallaxe.
Lorsque la Terre est dans une certaine position, par exemple à l'équinoxe de printemps, elle voit l'étoile proche dans une certaine direction dans le ciel (par rapport à des étoiles lointaines). Six mois plus tard, à l'équinoxe d'automne, la même étoile semblera s'être déplacée par rapport aux étoiles lointaines (qui, elles, n'auront pas bougé). Si l'on connaît les propriétés optiques de l'ensemble télescope +caméra+détecteur, on peut estimer de quel angle sur le ciel l'étoile s'est déplacée par rapport aux étoiles lointaines et fixes d’arrière plan. On peut alors mesurer de combien l'étoile proche s'est déplacée par rapport aux étoiles lointaines et fixes d'arrière-plan.
Ainsi, connaissant les propriétés optiques de l'instrument utilisé (télescope + détecteur), on peut calculer la dimension du pixel en secondes d’angle (1 second d'arc vaut la 3600ème partie d'un degré d'angle). On peut donc mesurer 2 theta, où theta est la parallaxe de l'étoile (voir schéma ci-dessus).
On peut écrire : tan θ = ST / SE, et comme θ est un angle très petit on peut l'assimiler à sa tangente, à condition de le convertir en radians. D'où: θ (rad) = ST/SE. Comme on connaît ST (distance moyenne Terre-Soleil) et que l'on peut mesurer θ, on en déduit SE = distance de l’étoile au Soleil (ou à la Terre, la différence est minime).
La difficulté d'appliquer cette méthode est due au fait que les parallaxes θ sont des angles très petits, donc difficiles à mesurer, et seulement mesurables pour les étoiles proches. Au-delà les angles deviennent trop petits et impossibles à mesurer.
Le satellite Hipparcos a mesuré les parallaxes, et donc les distances d'environ 100.000 étoiles au début des années 1990, et le futur satellite Gaia devrait en mesurer dix fois plus d'ici quelques années. Il est très important de bien connaître la distance des étoiles, car il devient alors possible d'estimer leurs propriétés intrinsèques à partir des observations.
Distance d'une étoile d'après sa parallaxeDifficulté : ☆ Temps : 2 minutes
Une étoile est vue sous une parallaxe de 0,1 seconde d'angle. Calculer sa distance en mètres, puis en parsecs.
Comment aurait-on pu trouver ce résultat sans aucun calcul ?
Au début du XXème siècle, l'astronome américaine Henrietta Leavitt découvrit et caractérisa un nouveau type d'étoiles variables : les Céphéides, du nom de leur prototype, l'étoile delta de la constellation de Cephée.
L'éclat de ces étoiles varie de manière périodique, et la période P de ces variations est d'autant plus courte que l'éclat moyen est faible.
H. Leavitt montra qu'il existait une relation du type
où <M> est la magnitude absolue de l'étoile (par définition sa magnitude si elle était située à une distance de 10 pc), et a et b sont des constantes.
Grâce à l'observation d'étoiles Céphéides dont la distance avait été mesurée par une autre méthode (par exemple par leur parallaxe), il a été possible de calculer a et b, la valeur de M étant déduite de la magnitude apparente par la relation :
où D est la distance de l'étoile mesurée en pc.
La connaissance de a et b, la mesure de la période P et de la magnitude apparente m d'une Céphéide située à une distance inconnue, permet alors de calculer sa magnitude absolue, et donc sa distance.
Les Céphéides sont des indicateurs de distance très précieux, aussi appelés "chandelles standards".
La quantité m-M est appelée "module de distance"
Magnitude absolue
Retrouver la définition de la magnitude absolue M d'après la relation
Si le module de distance d'une galaxie est 30, quelle est sa distance? (bien préciser l'unité)
On a cependant remarqué que la relation entre la magnitude apparente et la période présentait une certaine dispersion, et en étudiant de manière précise les Céphéides on a découvert qu'il en existait en fait de deux types, correspondant à deux séquences légèrement différentes. Ceci a permis d'affiner la relation période-luminosité des Céphéides, et donc d'améliorer la précision sur les distances mesurées grâce à ces étoiles.
Récemment, un grand programme d'observations a été consacré aux Céphéides par une équipe américaine avec le télescope spatial Hubble, et a conduit à une détermination plus précise de la constante de Hubble (voir plus loin).
Calibration de la relation période-luminosité des CéphéidesDifficulté : ☆ Temps : 1 minute
La relation période-luminosité des étoiles Céphéides relie leur période de variation à leur magnitude absolue. Comment peut-on connaître la magnitude absolue de ces étoiles?
Pourquoi avait-on jusque récemment une assez grande dispersion dans la relation période-luminosité des Céphéides?
Une supernova est une étoile massive qui explose à la fin de son évolution. La courbe de lumière d'une supernova, représentant sa magnitude apparente en fonction du temps, consiste en une partie où l'éclat de l'étoile croît très rapidement, puis une décroissance rapide de l'éclat, suivie ensuite d'une décroissance beaucoup plus lente.
Il existe des supernovae de plusieurs types, parmi lesquels les supernovae de type Ia (SNIa) dont la magnitude absolue au maximum d'éclat est quasiment la même pour toutes ces étoiles. On peut donc les utiliser comme indicateurs de distance.
En réalité il existe une certaine dispersion entre les courbes de lumière des SNIa, que l'on peut réduire en tenant compte de diverses autres corrélations entre la magnitude absolue au maximum d'éclat et d'autres quantités, en particulier la pente de la décroissance de la courbe de lumière après le maximum. On obtient alors une relation analogue à la relation période-luminosité des Céphéides, qui sert d'indicateur de distance pour des galaxies beaucoup plus lointaines, puisque les supernovae sont des objets intrinsèquement très brillants, et que l'on peut donc voir très loin.
On a ainsi pu construire de proche en proche des échelles de distances pour mesurer les distances des galaxies, aboutissant à la loi de Hubble qui permet de calculer la distance des galaxies à partir de leur décalage spectral, comme décrit ci-dessous.
Dans les années 1920, l'astronome américain Edwin Hubble prit les premiers spectres de galaxies et découvrit que ces spectres étaient décalés vers les grandes longueurs d'onde (c'est à dire vers les longueurs d'onde rouges du spectre visible) par rapport aux spectres du Soleil ou d'étoiles de notre Galaxie.
Il interpréta ce phénomène comme l'équivalent pour la lumière de l'effet Doppler pour les ondes sonores : si la source s'éloigne de l'observateur, la fréquence de l'onde reçue devient plus basse (et donc la longueur d'onde devient plus grande) que celle de l'onde émise.
Le décalage vers le rouge des spectres des galaxies indique donc que les galaxies s'éloignent les unes des autres, et donc que l'univers est en expansion.
En mesurant le décalage spectral (redshift en Anglais) de galaxies proches dont la distance avait été déterminée par exemple grâce aux Céphéides, Hubble a montré que le décalage spectral était proportionnel à la distance de la galaxie.
Cette relation est maintenant appelée loi de Hubble.
Pour une raie de longueur d'onde λ0 mesurée à la longueur d'onde λ dans le spectre de la galaxie, le décalage spectral est par définition :
z = ( λ - λ0 ) / λ0
La vitesse à laquelle la galaxie s'éloigne de nous est alors v = c.z où c est la vitesse de la lumière. Cette formule n'est valable que pour les galaxies proches, lorsque le décalage spectral reste faible (si l'on appliquait cette formule pour un décalage spectral supérieur à 1, la vitesse de récession des galaxies deviendrait supérieure à celle de la lumière).
La distance d'une galaxie est alors simplement D = v/H0 où H0 est la constante de Hubble.
Pour des décalages spectraux plus grands, il faut appliquer des formules prenant en compte la relativité d'Einstein.
En 1929, Hubble détermina pour la première fois la valeur de la constante qui porte maintenant son nom, en observant des galaxies distantes de moins de 2 Mpc. La dispersion des points était grande et la valeur de la constante qu'il trouvait était de l'ordre de 500 km s -1 Mpc -1. Deux ans plus tard, avec Humason, Hubble étendit cette relation à des galaxies 15 fois plus lointaines. Cependant, la valeur de la constante restait à peu près identique (et donc fausse par un facteur de l'ordre de 10).
Durant le XXème siècle il y eut de nombreuses observations pour améliorer la précision sur la détermination de la constante de Hubble.
Ainsi, deux équipes s'affrontèrent pendant des années, celle autour de Gérard de Vaucouleurs prônant H0 = 100km s-1 Mpc-1 tandis qu'une autre équipe autour de Sandage et Tammann trouvait plutôt H0 = 50 km s -1 Mpc -1.
La valeur actuellement admise est 72 km s-1 Mpc-1. Elle a été déterminée à partir d'un grand programme d'observations avec le télescope spatial Hubble par l'équipe de Wendy Freeman. L'erreur sur cette valeur est de l'ordre de quelques unités.
Calcul du décalage spectral et de la distance d'une galaxie procheDifficulté : ☆ Temps : 2 minutes
La longueur d'onde en laboratoire de la raie Hα de l'hydrogène ionisé est 656.28 nm. On détecte cette raie dans le spectre d'une galaxie à la longueur d'onde de 662.85 nm. Quel est le décalage spectral de la galaxie ?
Si l'on prend comme constante de Hubble 70 km s-1 Mpc-1, a quelle vitesse la galaxie s'éloigne-t-elle de nous et quelle est sa distance (on négligera les effets relativistes) ?
Les galaxies sont composées d'étoiles, de gaz, de poussières et de matière noire.
Nous allons voir comment il est possible de déterminer le contenu et les propriétés de chacune de ces composantes.
L'importance relative et les propriétés physiques de ces diverses composantes diffèrent selon les divers types de galaxies.
Par exemple, les galaxies elliptiques sont riches en étoiles vieilles, rouges, et relativement peu massives, alors que les galaxies spirales contiennent des étoiles vieilles et rouges dans leur bulbe (semblables à celles des galaxies elliptiques) mais aussi des étoiles chaudes et plus massives dans leurs bras spiraux.
Le gaz, lui, sert à former les étoiles. Dans les galaxies elliptiques, toutes les étoiles ont depuis longtemps fini de se former, et il ne reste donc quasiment plus de gaz. Au contraire, dans les spirales, il reste du gaz, et on y observe donc encore des étoiles en train de se former ou tout juste formées.
Suivant le domaine de longueur d'onde où l'on observe une galaxie, celle-ci peut prendre divers aspects. Par exemple en ultraviolet, on va voir essentiellement les étoiles jeunes et chaudes, tandis que dans le rouge on verra les étoiles plus vieilles. En infrarouge, on détectera l'émission des poussières, qui peuvent dans certains cas être chauffées par le rayonnement d'étoiles récemment formées. C'est ainsi par exemple que le satellite Spitzer a permis d'observer des galaxies à la longueur d'onde de 24 microns, et de cartographier les zones de formation d'étoiles grâce au rayonnement des poussières réémettant dans l'infrarouge le rayonnement qu'elles reçoivent des étoiles chaudes voisines.
Aux très hautes énergies, on verra des composantes complètement différentes : en rayons X, on détectera le rayonnement du noyau actif s'il y en a un (voir le chapitre Les galaxies à noyau actif), ou bien les étoiles binaires X individuelles dans les bras spiraux des galaxies proches. Certaines grosses galaxies elliptiques peuvent être entourées d'un halo de gaz très chaud et très peu dense de même nature que celui qui baigne les amas de galaxies, et qui est alors détecté en rayons X. Enfin, les régions centrales de certaines galaxies à noyau actif peuvent aussi émettre en rayons gamma.
Les étoiles peuvent être observées dans les galaxies tout d'abord grâce à l'imagerie, qui permet de caractériser leur distribution. De plus si l'on observe la même galaxie avec différents filtres, on fera apparaître des détails différents, par exemple, pour une galaxie proche, une image dans un filtre bleu ou ultraviolet montrera la distribution des étoiles chaudes tandis qu'une image dans un filtre rouge montrera celle des étoiles vieilles.
La spectroscopie des galaxies exige bien sûr des temps de pose nettement plus longs que l'imagerie mais apporte aussi des informations beaucoup plus riches. Par exemple, on peut créer des modèles de synthèse de populations stellaires en additionnant les spectres de divers types d'étoiles, et voir quelle combinaison d'étoiles permet le mieux d'ajuster le spectre d'une galaxie donnée. Cette méthode permet d'évaluer l'âge moyen des étoiles et leur métallicité (abondance en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium).
La figure ci-contre montre les spectres de quatre galaxies de types très différents. Si l'on compare leur forme, on voit que le spectre qui commence le plus haut vers la gauche et décline fortement vers le rouge correspond à une galaxie très riche en étoiles jeunes. A l'autre extrême, en descendant selon l'axe des abscisses à faible longueur d'onde, le quatrième spectre n'est quasiment pas détecté dans le filtre UV lointain, mais est très intense au-dessus de la bande u : c'est un spectre de galaxie elliptique.
La figure ci-dessus illustre bien la méthode dite des "décalages spectraux photométriques". En effet, si l'on observe un champ en imagerie dans plusieurs bandes photométriques, on peut arriver à estimer le décalage spectral de toutes les galaxies du champ. Une galaxie très bleue (donc très brillante en UV ou dans la bande u) sera forcément proche ; en revanche, une galaxie qui, par exemple, ne serait pas détectée dans les bandes plus bleues que r et serait détectée dans la bande i sera nécessairement très lointaine. Bien sûr, l'erreur sur le décalage spectral de chaque galaxie est beaucoup plus grande que si l'on avait un véritable spectre, mais cela permet d'avoir une estimation du décalage spectral approximatif de dizaines, voire de centaines de milliers de galaxies en quelques heures de pose, ce qui ne serait pas possible en spectroscopie.
En ce qui concerne le gaz, divers types d'observation sont possibles.
Tout d'abord, l'élément le plus abondant dans l'univers étant l'hydrogène, on peut rechercher l'hydrogène neutre HI dans une galaxie.
Les niveaux d'énergie de l'atome d'hydrogène présentent deux sous-niveaux hyperfins ; la transition de l'un à l'autre correspond à une longueur d'onde d'émission de 21 cm, observable dans le domaine radio. On peut donc détecter l'hydrogène neutre dans une galaxie à l'aide d'un radio télescope réglé à la fréquence correspondant à la longueur d'onde de 21 cm (longueur d'onde qui doit être multipliée par (1+z), où z est le décalage spectral de la galaxie).
La cartographie d'une galaxie en HI montre que le gaz HI est distribué principalement dans les bras spiraux. On détecte très peu d'hydrogène neutre dans les galaxies elliptiques, ce qui est normal puisque ces galaxies ont consommé tout leur gaz pour former des étoiles.
Outre le gaz neutre, il est également possible de détecter du gaz ionisé dans les galaxies. Là aussi, c'est en priorité l'hydrogène que l'on va rechercher, par exemple dans le domaine visible, par ses raies d'émission. Ces dernières peuvent être détectées en spectroscopie, ou bien en imagerie grâce à un filtre interférentiel de bande passante très étroite qui ne laissera passer que la raie d'émission à étudier. On utilise ainsi couramment la raie Hα de l'hydrogène pour tracer la distribution de gaz ionisé dans les bras des galaxies spirales.
Ce gaz peut être ionisé par le rayonnement ultraviolet d'étoiles chaudes récemment formées : il s'agit alors de ce que l'on appelle les régions HII (ou nébuleuses, terme maintenant un peu désuet). Il peut aussi être ionisé par d'autres mécanismes, comme par exemple le rayonnement ultraviolet du noyau actif, si la galaxie en possède un, ou les ondes de choc créées par des fusions de galaxies.
Les poussières rayonnant comme un corps noir, plus la longueur d'onde d'observation des poussières dans l'infrarouge est grande, plus les poussières détectées seront froides.
Les poussières sont principalement constituées de grains dont le diamètre est de quelques dixièmes de microns, essentiellement du graphite et des silicates.
Il y a une vingtaine d'années, on a également découvert dans les spectres infrarouges des galaxies des raies d'émission qui ont été identifiées comme étant dues à de grosses molécules constituées de cycles benzéniques : les hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH en Anglais). Des observations obtenues avec Spitzer/IRAC montrent qu'il existe une émission des PAH dans le disque des galaxies spirales, et que les poussières sous forme de PAH sont communes hors du plan des galaxies spirales.
Les processus à l'origine de l'éjection des poussières loin du disque des galaxies ne détruisent pas les très petites poussières tracées par ces observations. L'échelle verticale des PAHs est environ la moitié de celle du milieu diffus ionisé, ce qui suggère que les poussières sont présentes dans un milieu froid qui ne peut être supporté très loin du disque galactique (en supposant que les données ont la sensibilité adéquate).
Un exemple de spectre montrant la présence de PAH est présenté ci-contre.
La matière noire est ainsi appelée parce qu'on ne peut pas la détecter directement puisqu'elle n'émet pas de lumière. En revanche on soupçonne depuis longtemps son existence, en particulier en raison de la forme des courbes de rotation des galaxies spirales (voir plus loin).
C'est l'astronome suisse Fritz Zwicky qui a le premier fait l'hypothèse de l'existence de matière noire dans les années 1930. Il a en effet observé que dans les amas de galaxies les vitesses relatives des galaxies étaient très élevées (plusieurs milliers de km/s). Pour que l'ensemble des galaxies soit gravitationnellement lié, Zwicky a alors calculé que la masse requise devait être nettement plus élevée que la masse totale des galaxies. Cette hypothèse a depuis été confirmée par un grand nombre d'observations.
Cependant, et bien que de nombreuses études lui aient été consacrées, on ne sait toujours pas quelle est la nature de la matière noire.
Les galaxies à diverses longueurs d'ondeDifficulté : ☆☆ Temps : 5 minutes
Selon la longueur d'onde à laquelle on observe une galaxie, on peut avoir des informations différentes. Préciser à quelle composante on a accès en observant : 1) en rayons gamma ; 2) en rayons X ; 3) en ultraviolet ; 4) en lumière visible ; 5) en infrarouge proche ; 6) en infrarouge moyen (vers 24 micromètres).
Quelles sont les galaxies que l'on observe préférentiellement dans le domaine submillimétrique ou millimétrique ? Pourquoi ?
Observation du gaz dans la galaxie NGC 3516Difficulté : ☆☆ Temps : 5 minutes
La galaxie NGC 3516 a un décalage spectral z=0,0088. À quelle fréquence faut-il régler le récepteur du radio télescope pour la détecter en hydrogène neutre ?
Si on veut maintenant cartographier cette galaxie dans la raie Hα de l'hydrogène ionisé, dont la longueur d'onde au repos est 656,28 nm, quelle est la longueur d'onde du filtre à utiliser ?
Expliquer comment on peut faire pour obtenir l'image uniquement dans la raie Hα à partir de deux images d'une galaxie, l'une dans un filtre étroit centré sur la raie Hα décalée vers le rouge, l'autre dans un filtre ne couvrant aucune raie d'émission.
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.
Détermination des axes cinématiques d'une galaxieDifficulté : ☆☆ Temps : 1 minute
Sur la figure ci-dessus on voit le champ de vitesses de la galaxie NGC 157. Déterminer la position du grand axe de la galaxie?
Quelle est l'amplitude approximative du champ de vitesses de NGC 157 ?
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.
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 :
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.
Courbes de rotation des galaxiesDifficulté : ☆ Temps : 2 minutes
Quelle(s) hypothèse(s) doit-on faire pour déterminer la masse d'une galaxie spirale pour laquelle on dispose d'une courbe de rotation?
Est-il possible d'appliquer la même méthode à une galaxie elliptique ? Pourquoi ?
Les galaxies isolées sont relativement rares dans l'univers ; sous l'action de la gravité elles tendent à se regrouper en groupes et amas de galaxies.
Lorsque deux galaxies passent près l'une de l'autre, cela peut provoquer de multiples phénomènes, dont le premier est la déformation spatiale de la distribution d'étoiles. A l'intérieur d'une galaxie, les distances d'une étoile à sa voisine sont extrêmement grandes par rapport au diamètre des étoiles. Par conséquent si deux galaxies se rencontrent, elles vont s'interpénétrer quasiment sans qu'il y ait de collisions d'étoiles.
En revanche, les énergies mises en jeu sont énormes. Si l'on considère par exemple la collision de deux galaxies de masse 
se dirigeant l'une vers l'autre à une vitesse de 300 km s-1 l'énergie cinétique mise en jeu sera de l'ordre de 1051 J. Si l'on considère que la luminosité du Soleil est de 1026 Watts, ceci équivaudrait à la quantité d'énergie rayonnée par le Soleil pendant 1025 ans. Or l'âge de l'Univers est estimé à environ 14 milliards d'années (1,4 1010 ans), une telle comparaison n'a donc pas de sens.
Pour illustrer à quoi correspond une énergie de 1051 J on pourrait plutôt dire que c'est l'ordre de grandeur de l'énergie rayonnée par une galaxie mille fois plus grosse que la nôtre pendant toute la durée d'existence de l'Univers, depuis le Big Bang.
L'échelle de temps d'une interaction de galaxies étant de l'ordre de 100 millions d'années, il est bien sûr impossible d'observer une interaction en temps réel. Seules les simulations numériques permettent de modéliser ce qui se passe lorsque deux galaxies se rencontrent.
L'augmentation phénoménale de la puissance de calcul des ordinateurs depuis les toutes premières simulations numériques effectuées par les frères Toomre à la fin des années 1970 a permis de modéliser de manière beaucoup plus fine les interactions de galaxies et de voir comment les structures résultantes pouvaient dépendre des divers paramètres mis en jeu : rapport des masses des deux galaxies, vitesse relative, angle d'attaque, paramètre d'impact (c'est à dire distance la plus faible à laquelle peuvent passer les centres des deux galaxies), sens de rotation de chacune des galaxies.
C'est ainsi grâce aux simulations numériques que l'on a pu montrer que la fusion de deux galaxies spirales donne généralement naissance à une galaxie elliptique.
Actuellement, les simulations numériques comprennent plusieurs millions de particules et même dans certains cas peuvent atteindre plusieurs milliards.
Les interactions entre galaxies génèrent des instabilités gravitationnelles propices à la formation ou à l'entretien de bras spiraux et de barres. Les bras spiraux et les barres ne sont pas des structures permanentes, elles évoluent lentement : une barre se forme, achemine du gaz et de la masse du disque vers le centre de la galaxie, le gaz s'effondre et forme des étoiles,le bulbe grossit et, ainsi, la barre s'autodétruit. Le disque vidé de sa masse se reconstruit à partir du gaz intergalactique des filaments cosmiques. Une galaxie spirale passe de spirale barrée à spirale normale et inversement . Ceci est illustré par les simulations numériques de F. Combes présentées ci-contre.
On peut maintenant aussi expliquer la plupart des galaxies observées ayant une forme étrange : il s'agit pratiquement dans tous les cas de la conséquence de l'interaction de deux galaxies (on parle de fusion si les deux galaxies s'interpénètrent tellement profondément qu'elles n'en forment plus qu'une seule).
Différentes formes peuvent apparaître après interaction, comme par exemple des ponts de matière entre les deux galaxies ou des queues de marée s'étendant très loin des noyaux. Ce sont les forces gravitationnelles de marée qui engendrent ces ponts de matière et queues de marée en perturbant les étoiles du disque les plus éloignées.
Les interactions de galaxies permettent également de rendre compte des galaxies à anneau, des coquilles observées autour de certaines galaxies elliptiques, de la présence (ou de la destruction) de barres dans les galaxies spirales, du gauchissement du plan de certains disques de galaxies, de l'existence de bulbes galactiques en forme de boîtes ou de cacahuètes.
Il peut également se former des galaxies naines dites "naines de marée" dans les queues de marée ainsi créées.
Les interactions mettant en jeu plus de deux galaxies sont a priori rares et difficiles à modéliser, et n'ont donc pas fait l'objet de beaucoup d'études approfondies pour l'instant.
On trouvera ci-après plusieurs exemples de galaxies ayant des formes bizarres que les simulations parviennent très bien à reproduire comme étant le résultat d'interactions de deux galaxies.
Les simulations numériques d'interactions et de fusions de galaxies montrent qu'il peut dans certains cas se former des bulbes en forme de boîte ou de cacahuète.
Les simulations montrent aussi que le passage d'une petite galaxie près d'une grosse galaxie à disque peut s'accompagner du gauchissement du plan de la grosse galaxie, ce qui est effectivement observé dans certains objets.
Les interactions de galaxies peuvent dans certains cas créer des ponts de matière entre deux galaxies, ou de grandes queues de marée s'étendant très loin des galaxies. C'est le cas par exemple pour le système dit "des Antennes".
Les interactions de galaxies peuvent également provoquer des éclaboussures de gaz interstellaire, qui se retrouve alors distribué spatialement entre les galaxies.
C'est le cas de la Voie Lactée, où l'on pense qu'une traînée d'étoiles, appelée "courant magellanique", est due au passage des Nuages de Magellan au voisinage de la Voie Lactée.
La galaxie ci-contre, appelée la "roue de la charrette" est vraisemblablement le résultat de la collision d'une grosse galaxie traversée en son centre et perpendiculairement à son disque par une galaxie plus petite. Cette galaxie ressemble beaucoup au résultat de la simulation de Toomre (dernière des six simulations, sur la ligne inférieure).
Origine de la galaxie dite "roue de la charrette"Difficulté : ☆ Temps : 1 minute
La célèbre galaxie de la "roue de la charrette" est interprétée comme due à l'interaction de deux galaxies. En comparant l'image de cette galaxie aux simulations numériques de Toomre, peut-on dire de quel genre d'interaction il s'est agi?
Un autre effet, et non des moindres, de l'interaction de deux galaxies peut aussi être l'augmentation du taux de formation d'étoiles. En effet, on remarque que dans certains cas des galaxies en interaction sont le siège de flambées de formation d'étoiles. Ceci peut s'expliquer par le fait que sous l'effet de l'interaction le gaz peut être comprimé, ce qui va accélérer la formation des étoiles.
Ceci est en bon accord avec le fait que le taux de formation d'étoiles semble avoir été plus intense dans le passé (à des décalages spectraux de 1 ou 2, c'est à dire il y a plusieurs milliards d'années) que maintenant.
Il existe des galaxies dont la région centrale est très lumineuse, la quantité de lumière émise étant supérieure à celle de toutes les étoiles qui s'y trouvent. On dit alors qu'il s'agit d'une galaxie à noyau actif (en Anglais ces galaxies sont regroupées sous le terme générique d'AGN, pour Active Galactic Nuclei). Ces galaxies sont le siège de phénomènes énergétiques très intenses.
La première mention des galaxies à noyau actif date du début du XXème siècle, d'abord peut-être par Fath en 1909, puis par l'astronome américain Vesto Slipher qui en 1917 découvrit la présence de raies d'émission très intenses dans le spectre de la galaxie proche NGC 1068. En 1926, Hubble détecta ensuite des raies d'émission dans une autre galaxie proche, NGC 4151. Puis ce fut l'astronome Karl Seyfert qui en 1943 publia le premier catalogue de galaxies présentant toutes des raies d'émission intenses, avec parfois des raies de l'hydrogène ionisé très larges. Ces galaxies sont maintenant souvent appelées "galaxies de Seyfert".
En 1959, l'astronome néerlandais Lodewijk Woltjer montra le premier que les noyaux non résolus spatialement de ces galaxies avaient des dimensions très petites, de l'ordre de 1 à 100 pc, et que si la matière était gravitationnellement liée dans la région émettant les raies larges, la masse centrale devait typiquement être de l'ordre de 
, soit de l'ordre de la masse d'une galaxie, mais concentrée dans une région très petite.
Le premier quasar, 3C 273, fut découvert trois ans plus tard, en 1962, par Maarten Schmidt. Il s'agissait d'un objet détecté dans le domaine radio (comme l'indique son nom : c'est l'objet numéro 273 du catalogue 3C, troisième catalogue radio de Cambridge) d'apparence stellaire (donc non résolu angulairement) en optique. Son apparence stellaire fut donc à l'origine du nom donné à ce type d'objet "quasi stellar object", ou quasar.
L'objet 3C 273 était tout à fait extraordinaire à l'époque, car il avait une magnitude apparente de l'ordre de 13, mais son spectre indiquait un décalage spectral z=0.158. Si l'on calculait sa magnitude absolue à partir de la magnitude apparente et de la distance ainsi estimées, on obtenait -26.7, ce qui était environ 10 fois plus brillant que la galaxie la plus brillante jamais observée.
On exprime le plus souvent la largeur des raies d'émission ( Δl) comme une vitesse, Δv, en utilisant la formule de l'effet Doppler : Δv = c (Δl)/l
où l est la longueur d'onde de la raie et c la vitesse de la lumière.
La largeur des raies larges dans le spectre des quasars peut atteindre des milliers de km/s.
Il existe différentes catégories de galaxies à noyau actif, classées suivant leur niveau d'activité, c'est à dire suivant leur magnitude absolue et suivant la largeur des raies d'émission. Les plus actives sont les quasars dont les raies sont les plus larges (Δv pouvant atteindre 104 km s-1). Les Seyfert de type 1 ont à peu près les mêmes propriétés que les quasars mais sont un peu moins énergétiques. Les Seyfert de type 2 n'émettent que des raies étroites, mais couvrant un domaine allant des raies de basse excitation (comme par exemple la raie de [OI] à 630 nm) jusqu'aux raies de très haute excitation (par exemple la raie de [NeV] à 343 nm). On note entre crochets les noms des éléments émettant des raies dites "interdites" ; de telles raies ne peuvent en effet être observées sur Terre, car elles ne peuvent se produire que dans un milieu de densité bien inférieure aux meilleurs vides que l'on puisse obtenir sur Terre. Les LINERS (Low Ionization Nuclear Emitting Regions), eux, n'émettent que des raies étroites correspondant à des éléments faiblement ionisés.
Il s'agit néanmoins d'un même phénomène dans toutes les catégories de galaxies à noyau actif. Ceci a été montré en particulier au début des années 1980 par la découverte de raies de Balmer larges en lumière polarisée dans le spectre de la galaxie NGC 1068. Cette galaxie avait jusqu'alors été considérée comme le prototype des galaxies de type Seyfert 2, c'est à dire ne présentant que des raies étroites. Mais en lumière polarisée on parvient à voir la lumière émise par la BLR (région proche du centre émettant les raies larges) et diffusée loin du noyau. NGC 1068 n'était donc plus une Seyfert 2 mais une Seyfert 1!
Ceci a conduit les chercheurs à penser que les Seyfert, et de manière plus générale toutes les galaxies à noyau actif, constituaient une seule famille, et un modèle unifié a été proposé pour ces objets vers la fin des années 1980.
Le modèle unifié pour les différents types de galaxies à noyau actif et présenté dans la figure ci-dessus semble maintenant faire l'objet d'un consensus. Au centre de la galaxie se trouverait un trou noir supermassif, dont la masse pourrait varier entre 106 et 
environ. En tombant sur ce trou noir (non pas directement, mais par l'intermédiaire d'un disque d'accrétion), la matière perdrait de l'énergie, ce qui donnerait lieu à un rayonnement dit "non thermique". En s'éloignant du noyau, on distingue ensuite deux régions d'émission : la région près du noyau d'où sont émises les raies larges (en Anglais la Broad Line Region ou BLR) et celle émettant les raies étroites (la Narrow Line Region ou NLR).
C'est ce que l'on voit dans la figure ci-dessus. Un tore de poussières (en orange) vient absorber le rayonnement du noyau actif. Si l'on observe près de l'axe du tore, on verra directement le noyau actif, et donc la région émettrice des raies larges, qui est tout près du noyau. Si l'on observe plus loin de l'axe du tore, la ligne de visée interceptera alors le tore et on ne verra plus la zone centrale. On ne détectera alors que des raies étroites.
Sur la figure, on voit également un jet provenant de la source centrale et se propageant perpendiculairement au disque d'accrétion central et au tore de poussières. De tels jets sont observés dans certains objets en radio. Ils ont la propriété d'être fortement "collimatés", c'est à dire de se propager avec un angle d'ouverture très petit. Il arrive plus rarement qu'on les détecte aussi en lumière visible. Si l'observateur est situé dans la direction du jet, il verra alors un objet classé dans la catégorie des BL Lac ou des Blazars.
Nous n'insisterons pas davantage sur les divers types de galaxies à noyau actif, car il en existe un nombre élevé de catégories qu'il serait trop long de décrire en détail.
Les quasars et Seyfert 1 présentent la particularité d'être variables dans le temps : l'intensité de la lumière qu'ils émettent peut varier en quelques jours, et la forme du spectre (en particulier le profil des raies) peut aussi varier rapidement. Ces variations nous renseignent sur les dimensions de la zone émettrice.
En effet, on peut faire l'hypothèse que si une source varie, l'information sur ces variations doit s'être propagée dans toute la source en moins de temps que l'intervalle de temps des variations. Or aucune information ne peut se propager à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Par conséquent, si l'on observe des variations sur un intervalle de temps ( Δt) la dimension de la source est nécessairement inférieure au produit c(Δt), où c est la vitesse de la lumière.
Grâce à la variabilité, il a ainsi été possible d'estimer les dimensions des régions émettant les raies larges.
En revanche, on n'observe aucune variabilité dans les raies étroites, ce qui implique qu'il s'agit de régions beaucoup plus grandes.
Exercice sur la variabilité des noyaux actifsDifficulté : ☆ Temps : 2 minutes
Une galaxie à noyau actif varie en éclat sur un espace de temps de 5 jours. Quelle est la dimension maximale de la zone émettrice ?
Quelles sont les quantités qui présentent une variation temporelle lorsqu'on observe une galaxie à noyau actif?
Toutes les galaxies à noyau actif sont-elles variables ?
ConclusionLe problème de comprendre comment le trou noir central est alimenté en matière a longtemps été débattu. Il semble que la présence d'une barre ou d'un anneau nucléaire facilite grandement la chute de matière vers le centre. Les modèles montrent aussi que la matière ne tombe pas directement sur le trou noir, mais se distribue d'abord dans un disque, appelé disque d'accrétion, à partir duquel de la matière tombe sur le trou noir.
On ne sait pas bien pourquoi certaines galaxies présentent un noyau actif et d'autres pas. Il est possible que la phase "noyau actif" ne soit qu'une étape dans la vie d'une galaxie, et qu'à un moment donné l'alimentation du noyau actif cesse. Ceci pourrait se produire par exemple lorsqu'il n'y a plus assez de matière pour alimenter le trou noir central, ou alors s'il reste de la matière, mais qu'elle ne peut plus "tomber" dans le trou noir, en raison de la destruction de la petite barre ou de l'anneau central qui lui permettait de tomber dans le disque d'accrétion. Mais on n'a là-dessus aucune certitude.
Les principales questions qui se posent au sujet de la formation des galaxies sont les suivantes :
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 :
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.
Modèle privilégiéDifficulté : ☆ Temps : 2 minutes
Quel est actuellement le modèle privilégié pour expliquer la formation des grandes structures dans l'Univers ?
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.
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.
Evolution des galaxiesDifficulté : ☆ Temps : 2 minutes
Comment varie l'abondance en éléments lourds (c'est à dire plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, encore appelés "métaux") dans une galaxie en fonction du temps? Expliquer le mécanisme.
ConclusionLa formation des galaxies ne s'est pas produite à un moment unique de l'histoire de l'univers, mais s'est étalée sur une longue période (on peut même considérer que les galaxies irrégulières n'ont pas encore fini de se former).
Le modèle du Big Bang et le scénario de matière noire froide permettent de réaliser des simulations numériques globalement en accord avec les observations, bien que certaines propriétés ne correspondent pas tout à fait aux prédictions des modèles.
Dans ce cadre, plusieurs approches reproduisent bien les fonctions de luminosité des galaxies à différentes longueurs d'onde (c'est à dire les nombres de galaxies par intervalle de magnitude ou de luminosité) et leur évolution au moins jusqu'à un décalage spectral de 3. Elles expliquent également bien les corrélations entre les différentes propriétés des galaxies (masse, contenu gazeux, couleur, type).
Mais il reste quelques points pour lesquels les observations ne sont pas tout à fait en accord avec les prédictions des modèles. Par exemple la pente des fonctions de luminosité calculées pour les galaxies est de -1.5 à -1.3 alors que la pente observée est plutôt -1.0. On propose à ce désaccord plusieurs explications : des effets de sélection sur les données, la modélisation incomplète des vents galactiques ou la mauvaise prise en compte du chauffage du milieu intergalactique par les premières étoiles, par les supernovae et/ou par les noyaux actifs. D'autre part, les relations entre lumière et matière ne sont pas toujours bien connues ; les astronomes observent de la lumière, qu'il faut ensuite transformer en masse. Les couleurs des galaxies lointaines sont également mal prédites. Enfin, les comptages de galaxies dans le domaine submillimétrique sont encore assez mal reproduits (les galaxies des modèles ne sont pas assez lumineuses dans ce domaine de longueur d'onde, peut-être en raison d'une mauvaise prise en compte des poussières).
pages_galaxies/exo-andromede.html
Repartir de la définition de l'année lumière, unité de distance.
Pour convertir des années-lumière en mètres, se souvenir qu'une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en un an, à la vitesse de 300.000 km/s.
pages_galaxies/exercice-classification.html
Dessiner le diapason de Hubble comme aide-mémoire.
Faire comme pour la première question.
pages_galaxies/exercice-parallaxe.html
Se rappeler la définition de la parallaxe d'une étoile. La distance moyenne Terre-Soleil est d'environ 150 000 000 km. La seconde d'angle vaut 1/3600ème de degré d'angle. Il faut exprimer la parallaxe en radians.
Se rappeler la définition de la parallaxe.
pages_galaxies/exo-magabs.html
Calculer la distance pour laquelle on a M=m.
Se rappeler que le module de distance est la quantité m-M.
pages_galaxies/exercice-cepheides.html
Il faut mesurer la période de Céphéides dont on a pu mesurer la distance par une autre méthode, par exemple par leur parallaxe. Ceci permet de calculer les quantités a et b dans la relation <M>=a logP+b.
Se souvenir que si une relation présente une forte dispersion, c'est peut-être parce qu'on mélange des objets ayant des propriétés différentes.
pages_galaxies/exercice-redshift.html
Se rappeler que le décalage spectral est le décalage relatif d'une raie par rapport à sa position mesurée en laboratoire.
A faible décalage spectral z, la vitesse à laquelle s'éloigne la galaxie est le produit de z par la vitesse de la lumière. La distance de la galaxie est proportionnelle à la vitesse de la galaxie. Se rappeler la définition de la constante de Hubble et faire attention aux unités.
pages_galaxies/exercice-contenu-galaxies1.html
Se rappeler qu'une galaxie est composée d'étoiles, de gaz, de poussières. Elle peut éventuellement comporter un noyau actif dans son centre.
Se souvenir que le maximum de rayonnement d'une galaxie proche est dans le domaine visible ou infrarouge proche, mais qu'au fur et à mesure qu'une galaxie devient plus lointaine le maximum de son émission est décalé vers les grandes longueurs d'onde.
pages_galaxies/exo-contenu-galaxies2.html
Se souvenir que l'hydrogène neutre émet une raie à la longueur d'onde de 21 cm (au repos).
Il faudra utiliser un filtre centré sur la longueur d'onde de la raie Hα décalée vers le rouge.
Un spectre de galaxie est composé du rayonnement continu venant de toutes les étoiles et de raies d'émission dues au gaz ionisé. Pour avoir une image de la galaxie correspondant seulement au flux Hα, il faut enlever en chaque point de l'image prise en Hα, le flux de l'émission continue. Pour obtenir cette image de l'émission continue en Hα, à partir de l'image obtenue dans une partie du spectre où il n'y a aucune raie d'émission, il faut estimer le rapport de flux entre l'intervalle spectral du filtre dans lequel l'image a été prise et le filtre Hα. On suppose pour cela que les émissions des étoiles ne sont pas polluées par le gaz ionisé. On peut alors calculer ce rapport pour plusieurs étoiles et faire la moyenne.
pages_galaxies/exo-chp-vitesses.html
Le grand axe cinématique est l'axe suivant lequel l'amplitude de vitesse est maximale.
Regarder la barre indiquant le codage en couleurs au-dessus de la figure.
pages_galaxies/exo-cbs-rotation.html
Se souvenir qu'on n'a jamais accès directement à la masse des objets célestes, on peut seulement observer la lumière qu'ils émettent.
Comparer la vitesse de rotation d'une galaxie elliptique à celle d'une spirale.
pages_galaxies/exo-interactions.html
Regarder les simulations numériques de Toomre et voir laquelle donne un résultat ressemblant à la roue de la charrette.
pages_galaxies/exo-variabilite.html
Se souvenir que l'information sur la variation ne peut pas se propager plus vite que la vitesse de la lumière.
Se souvenir que les deux grands types d'observations sont la photométrie et la spectroscopie.
Se rappeler du modèle unifié
pages_galaxies/exo-modele.html
La matière dans l'univers étant dominée par la matière noire, ce sont les propriétés de la matière noire qui vont jouer un rôle primordial sur la formation des grandes structures dans l'univers.
pages_galaxies/exo-evol-chimique.html
Se souvenir que les éléments lourds sont formés dans les étoiles.