A l'exception de la grande galaxie d'Andromède et de quelques galaxies naines proches, toutes les galaxies s'éloignent de nous. Pour mesurer les distances des galaxies, les astronomes utilisent la relation établie par l'astronome américain Edwin Hubble, qui montre que la vitesse v d'éloignement des galaxies est proportionnelle à leurs distances, D, selon v=H₀D, ou H₀ est la constante de Hubble. Plus une galaxie est lointaine, plus vite elle s'éloigne de nous. Son émission lumineuse est alors affectée par sa vitesse d'éloignement, à cause de l'effet Doppler. Ce même effet s'applique aux ondes acoustiques : lorsqu'une ambulance se rapproche de nous, la longueur d'onde acoustique est diminuée (le son devient plus aigu), et lorsqu'elle s'éloigne, elle s'agrandit (le son devient plus grave). De même, la lumière émise par une galaxie s'éloignant de nous sera décalée vers le rouge (augmentation de la longueur d'onde) avec un décalage spectral z donné par :

Pour mesurer le décalage spectral, les astronomes utilisent les spectres des galaxies (voir Figure). Ils en déduisent la vitesse des galaxies, avec :

, où c est la vitesse de la lumière, c=300 000 km/s.

Lorsque la vitesse d'éloignement est petite par rapport à la vitesse de la lumière, on peut simplifier l'expression ci-dessus par v=cz. Connaissant la vitesse d'éloignement d'une galaxie, on en déduit sa distance, D=v/H₀.

Spectre d'une galaxie s'éloignant à une vitesse de 56000 km/s

Observation du spectre d'une galaxie, CFRS14.1103, située à environ 3 milliards d'années-lumière. Le spectrographe décompose l'émission de la lumière en fonction de la longueur d'onde (lambda), de la même manière qu'un prisme décompose la lumière en différentes couleurs. Le gaz ionisé de cette galaxie émet un rayonnement sous forme de raies spectrales à des longueurs d'ondes observées de 5007 et de 6562 Angstroms (1 Angstrom=1 dix milliardième de mètre) pour l'Oxygène et l'Hydrogène ionisés (raies [OIII] et Hα, voir spectre en bas de la figure). Ces émissions sont observées à 6048 et 7927 Angstroms dans le spectre de la galaxie CFRS14.1103 (spectre en haut de la figure). On en déduit le décalage spectral de cette galaxie, z=0,208, sa vitesse d'éloignement v=56000 km/s et sa distance, D=2,74 milliards d'années-lumière.

Crédit : ASM/François Hammer

Les astronomes ont mesuré la répartition dans l'espace de dizaines de milliers à plusieurs millions de galaxies en observant leurs spectres ainsi que leurs positions sur le ciel. Les images ci-dessous révèlent que les galaxies se distribuent le long de filaments, évitant les vides. Lorsque plusieurs filaments se croisent, ils créent une forte densité de galaxies qui est le lieu privilégié de formation des amas de galaxies.

Cette distribution filamentaire des galaxies est aussi déduite des simulations numériques cosmologiques, qui modélisent la distribution des halos de matière sombre. On en déduit que l'ensemble de la matière se répartit à grande échelle selon un "réseau cosmique", où les filaments atteignent des longueurs de 250 millions d'années-lumière, et les vides des diamètres de 150 millions d'années-lumière.

Distribution des galaxies de l'Univers local: structures filamentaires

Haut : distribution de 62 295 galaxies jusqu'à 2 milliards d'années-lumière obtenue par le relevé 2dF du télescope anglo-australien. On distingue à la croisée de plusieurs filaments, des amas de galaxies, comme l'amas de Coma, qui est l'amas riche de galaxies le plus proche de nous (à 320 millions d'années-lumière). Bas : distribution de 2,7 millions de galaxies sur toute la voûte céleste obtenue par le projet Hyperléda. Sur cette image, l'absence de galaxies dans la zone centrale est causée par notre Galaxie dont le contenu en poussières empêche d'observer les galaxies situées en arrière-plan.

Crédit : 2dF, Matthew Colless & HyperLeda, George Paturel, Astronomy & Astrophysics

Avec l'avènement des grands télescopes et des spectrographes multi-objets, il est devenu possible d'étudier l'Univers distant. La première étude, le "Canada France Redshift Survey (CFRS)" a été réalisée de 1992 à 1997. Elle a permis d'étudier plus de mille galaxies lointaines, agrandissant le volume de l'Univers connu par un facteur 150 !

Ces galaxies sont si lointaines que leur lumière a mis plusieurs milliards d'années pour nous parvenir. A ces échelles considérables, l'Univers peut être considéré comme homogène et isotrope. Ses propriétés ne dépendent pas de la position de l'observateur : c'est le Principe Cosmologique. Cela implique que les propriétés des galaxies lointaines doivent être semblables aux ancêtres, plusieurs milliards d'années auparavant, des galaxies actuelles.

En étudiant les galaxies lointaines, on peut remonter dans le passé de l'Univers et étudier comment les galaxies se sont formées !

Séquences de Hubble : morphologie comparées des galaxies actuelles et il y a 6 milliards d'années

Image du haut : séquence morphologique des galaxies de l'Univers Local (dite séquence de Hubble). A gauche, les galaxies elliptiques (E) sont semblables aux bulbes des galaxies, pour lesquels les mouvements des étoiles sont aléatoires à l'intérieur d'un ellipsoïde. Plus à droite on trouve les galaxies dites lenticulaires (S0) qui sont dominées par un bulbe sur lequel se superpose un disque. Vers la droite se trouvent les galaxies spirales (Sa, Sb, Sc, Sd), où la majorité des étoiles sont en rotation autour du centre dans un disque et avec un bulbe d'importance décroissante. La séquence est divisée en deux fourches, selon que la galaxie présente une barre (fourche du bas) ou non. Chaque image représente une fraction de 5% des galaxies. Quelques galaxies ont des structures si complexes qu'elles échappent à toute classification : elles sont applées galaxies particulières (voir les deux images à l'extrême droite).          Image du bas : séquence morphologique des galaxies de l'Univers lointain, il y a 6 milliards d'années. On retrouve dans les mêmes proportions les galaxies elliptiques et lenticulaires. Par contre plus de la moitié des galaxies distantes avaient des structures particulières, il y a 6 milliards d'années : ce sont les ancêtres des galaxies spirales actuelles, qui n'étaient pas encore bien formées à ces époques.

Crédit : NASA, ESA, Sloan Digital Sky Survey, Rodney Delgado-Serrano et François Hammer

Le but de ces exercices est de se familiariser avec l'Univers lointain et son contenu en galaxies.

Un des mystères de la cosmologie moderne est de comprendre comment les galaxies se sont formées. Pour cela, les astrophysiciens analysent les images des galaxies lointaines à partir des observations faites au Télescope Spatial Hubble (HST). Pour comprendre comment les galaxies se sont formées, il faut aussi étudier les différents mouvements internes qui les animent. Pour cela il faut utiliser les plus grands télescopes, dont le "Very Large Telescope (VLT)" et les instruments permettant de disséquer la lumière de ces galaxies.

Connaissant la forme et les mouvements internes dans des galaxies comparables aux ancêtres des galaxies actuelles, il devient possible d'en étudier leur évolution sur plusieurs milliards d'années et d'en déduire les conditions de la formation des galaxies ! Les études les plus récentes montrent que de nombreuses galaxies se forment bien par collisions entre des galaxies plus petites.

GIRAFFE au VLT : déterminer les mouvements propres des galaxies lointaines

A gauche, photographie de l'installation, en 2002, du spectrographe multi-fibres GIRAFFE au foyer primaire de la seconde unité du VLT. Cet instrument a été conçu et fabriqué par des équipes de l'Observatoire de Paris. Au milieu, image de nombreuses galaxies lointaines observées par le télescope spatial. Sur plusieurs galaxies sont superposées des "intégrales de champ" qui sont des "paquets de fibres" permettant de disséquer la lumière de chaque galaxie. A droite et en haut : schéma technique de l'intégrale de champ. A droite, au milieu : superposition de l'intégrale de champ et de la galaxie : chaque carré correspondra à un spectre, duquel on pourra extraire une vitesse, et donc décrire (à droite, en bas) les mouvements internes de la galaxie.

Crédit : Montage réalisé par Isabelle Guinouard, Hector Flores et François Hammer

La galaxie J033239.72-275154.7 a émis sa lumière il y a 4,3 milliards d'années. C'est en combinant les images du télescope spatial avec les mouvements internes du gaz, que les astrophysiciens ont compris ce qui se passait dans cette galaxie. Il s'agit du résultat d'une collision entre deux galaxies : la plus massive forme une barre géante en réaction aux mouvements de la galaxie de plus petite taille. Cette dernière est prête à tomber dans le coeur de la plus grande pour former une nouvelle galaxie.

En multipliant ces observations et en les reproduisant avec des modèles numériques, les astronomes pourront enfin expliquer comment les galaxies actuelles ont pu assembler leurs étoiles et leurs gaz. Le but sera de reproduire l'ensemble des galaxies de la séquence de Hubble !

Une galaxie lointaine vue en pleine action!

Simulation numérique de la fusion de deux galaxies, la plus petite ayant un tiers de la masse de la plus grande. Cette simulation reproduit la morphologie de la galaxie J033239.72-275154.7, ainsi que ses mouvements internes (couleur bleue : se rapproche de nous ; couleur rouge : s'éloigne de nous).

Crédit : ESO, Sébastien Peirani et François Hammer

Les plus grands télescopes passent un temps considérable à rechercher les galaxies de plus en plus lointaines. La lumière nous provenant de ces sources est tellement faible qu'il faut poser pendant plusieurs dizaines, voire centaines d'heures pour pouvoir les détecter. Malgré le pouvoir collecteur des télescopes les plus géants, les galaxies les plus lointaines apparaissent comme de petites taches (voir les images à la fin de la vidéo), et leurs spectres ne révèlent que très peu d'informations. Ces galaxies ont émis leurs lumières il y a près de 13 milliards d'années, soit moins d'un milliard d'années après le Big-Bang !

A côté du plaisir de découvrir la galaxie la plus lointaine, que nous apportent ces observations ? Nous verrons que l'Univers le plus lointain, il y a 13,7 milliards d'années était formé de gaz chaud et ionisé. Ce gaz s'est ensuite refroidi avant la formation de tout objet, que ce soit des étoiles, des amas d'étoiles ou des galaxies. Les observations de l'Univers, il y a 10 milliards d'années, indiquent cependant que le gaz dans l'Univers était à nouveau chaud et ionisé. Que s'est-il passé entre-temps ? Les astrophysiciens pensent que le gaz de l'Univers a été ré-ionisé par le rayonnement des premiers objets dans l'Univers, peut-être par les premières galaxies.

Par contre il devient très difficile, voire impossible, de relier ces "premières" galaxies aux galaxies actuelles. En près de 12 milliards d'années, celles-ci ont eu le temps de fusionner avec d'autres galaxies !

Le fond diffus cosmologique correspond à la première émission de photons dans l'Univers, 380 000 ans après le Big-Bang. Il a été découvert par les radioastronomes Penzias et Wilson qui testaient une antenne pour mesurer le rayonnement radio de notre Galaxie. Ils ont découvert un signal émis qui était identique quelque soit la direction observée.

Le fond diffus cosmologique avait été prédit par l'astrophysicien Gamow. 380 000 ans après le Big-Bang, l'Univers était considérablement plus petit et plus dense qu'il ne l'est aujourd'hui. Les photons étaient perpétuellement en interaction avec la matière dense : tout photon émis était immédiatement absorbé par la matière, en particulier par les électrons libres. Dès que les électrons ont commencé à se combiner avec les noyaux des atomes, les photons ont pu se libérer de la matière : l'Univers est devenu transparent. L'image de ces premiers photons occupe toute la sphère céleste (voir image).

La découverte du fond diffus cosmologique est une des preuves du Big-Bang. Son décalage spectral correspond à z=1100, impliquant que l'Univers était plus d'un milliard de fois plus dense qu'aujourd'hui ! On peut associer une température à cette émission, dite de corps noir, qui est de 2,7 kelvin aujourd'hui, alors qu'elle était de 3000 kelvin lors de l'émission.

Le fond diffus cosmologique

Observation du fond diffus cosmologique par le satellite WMAP. Les couleurs indiquent les minuscules fluctuations de température qui sont équivalentes aux fluctuations de densité de la matière, à l'époque de l'émission. Ces minuscules fluctuations correspondent à moins d'une partie pour cent mille en température ou en densité.

Crédit : NASA/WMAP