1LES GALAXIES

SOMMAIRE

I) HISTORIQUE

II) STRUCTURE DE LA GALAXIE

1) Le noyau galactique

2) Les bras spiraux

3) Le halo galactique

4) La couronne

III) LA " VOIE LACTEE " DANS L'UNIVERS

IV) COMPLEMENT A LA DECOUVERTE DES GALAXIES

2I) HISTORIQUE

Depuis l'antiquit jusqu'au dbut du XVIIIe sicle, de grandes modifications avaient t

apportes la position de la terre par rapport l'univers. Le soleil reprenait la placequi lui revient dans le systme solaire. Mais la place des toiles restait toujours lamme : une sphre sur laquelle les toiles taient fixes.On avait depuis longtemps dj remarqu cette bande qui traverse le ciel du nord ausud. Les anciens grecs pensaient que c'tait le lait nourricier qui sortait du sein deJunon : on l'appela donc "la voie lacte".Le premier constater que ce qui ressemblait un nuage tait en ralit un ensemblede milliers d'toiles fut Galile grce la lunette qu'il construisit en 1610.L'hypothse selon laquelle ces toiles constitueraient un systme de forme aplatie,dont le Soleil ferait partie et que nous verrions par la tranche, fut avance en 1750 parThomas Wright (1711-1786). En 1755, Emmanuel Kant (1724-1804) avance l'ide quecertaines nbuleuses pourraient tre des systmes identiques la voie lacte.Quelques dizaines d'annes plus tard, William Herschel (1738-1822) en balayant le ciel l'aide du tlescope de 1,22m qu'il a lui-mme construit, constata l'existence d'un telsystme et en donna un premier modle rudimentaire.Il prsenta ses travaux le 3 fvrier 1785 la Royal Society de Londres dans unouvrage intitul : " de la construction des cieux ".Herschel, l'aide de 3 000 jauges entreprend de compter les toiles. Il constate qu'iln'y a pas de coupure : La voie lacte traduit bien l'accumulation de milliards d'toileslointaines dans le plan d'un disque : notre Galaxie.Herschel est l'auteur du premier catalogue de 2 500 nbuleuses, dont la plupart sontdes amas d'toiles. Il eut l'intuition que certaines d'entre elles pourraient treextrieures notre Galaxie et de taille comparable comme l'avait suggr Kant.

Le mrite de Herschel est d'avoir dmontr que le systme stellaire dont fait partie lesoleil a une extension finie. Ainsi il propose un modle de l'univers compos d'lesisoles dans l'espace.La majorit des astronomes semblait dispos accepter ces univers-les, mais duranttout le XIX

e sicle, personne ne parvint identifier, parmi les objets visibles avec une

lunette ou un tlescope, ceux qui taient vritablement des univers-les dont notreGalaxie est un exemple.Un sicle et demi devait s'couler avant que ce problme ne soit vraiment rgl.En 1923, Edwin Hubble, utilisant le nouveau tlescope de 2,5m du Mont-Wilson dontil tait directeur, parvint identifier des cphides dans ce qu'on appelait alors "lanbuleuse d'Andromde" et en mesura leur priode de pulsation. Grce la relationtablie par Henrietta Leavitt en 1912, il put en dduire leur luminosit, et parconsquent leur distance, laquelle s'avra tre de 1 million d'annes-lumire.

3Mme si cette valeur tait pessimiste (la distance relle est de 2,2 millions d'a-l.), elletait bien suprieure au diamtre connu de la voie lacte (100 000 a.l.).La thorie des univers-iles tait donc bien fonde, et les autres innombrablesnbuleuses spirales que les photographies des grands tlescopes nous avaient rvlestaient donc bien d'autres galaxies trs lointaines.

II) STRUCTURE DE LA GALAXIE

La structure spirale affiche par de nombreuses galaxies indiquait qu'il devait en treprobablement de mme de la ntre. Mais, mettre en vidence cette structure d'o noussommes n'est pas chose aise.

L'tude de la galaxied'Andromde, les grandsmoyens mis en oeuvre aucours du XX

e sicle,

particulirement dans ledomaine de l'invisible(ondes radio, rayons X,infrarouge) ont permis demieux connatre notregalaxie.Vue de l'extrieur, dans leplan quatorial, par unobservateur loign, notregalaxie aurait la forme d'unelentille biconvexe, d'uneellipsode de rvolution,d'un systme aplati, auxbords extrieurs fins etrenfl au centre que lesastronomes appellent ledisque, le centre renfls'appelant le bulbe.

Le diamtre du disque est estim 100 000 a.l. et son paisseur moyenne 6 000 a.l.Le bulbe a un diamtre de 30 000 a.l. et une paisseur de 10 000 a.l. au centre.

4La galaxie peut se dcomposer en 4 parties :

- Le noyau galactique au centre ( le bulbe ) - Les bras spiraux de la galaxie ( le disque ) . - Le halo galactique (ensemble stellaire sphrodal, globalement de faible densit,

entourant le disque). - La couronne s'tendant au del du disque.

1) Le noyau galactique

C'est la partie la plus importante et la plus mystrieuse de la galaxie. C'est son centrede symtrie, gomtrique et dynamique.Ce centre n'est pas facile identifier car il est plong dans le bulbe et se trouve dansune direction o l'absorption due des bancs trs denses de poussires et de gazinterstellaires est tout particulirement intense. Vue du soleil, ce centre apparat dans ladirection du Sagittaire.Le noyau galactique serait un amas de plusieurs millions d'toiles runies dans unesphre de 4 a.l. de diamtre.Je rappelle que dans un diamtre de 8 a.l. autour du Soleil , il n'y a qu'une toile : leSoleil .Mais dans le noyau, on en trouve plusieurs millions dans un volume 8 fois moindre.Des millions de gantes et de supergantes de tous types, de toutes tempratures, quis'effleurent, se heurtent peut-tre, et qui de toutes manires interagissent les unes avecles autres.Et ce n'est pas tout ! Si l'on s'approche encore davantage du centre, on rencontre uneradiosource ultracompacte dont le diamtre n'excde pas 20 U.A. (orbite de saturne)dont la masse serait de l'ordre de 5 millions de masses solaires : c'est le vritable curde la galaxie, peut-tre la raison mme de son existence.Mais quelle est sa vritable nature ? Un trou noir ? On ne saurait le dire ! La ralitdpasse parfois les imaginations les plus audacieuses.Des satellites de dtection gamma (le rayonnement le plus nergtique) ont montr quela source gamma intense est 300 a.l. du centre gomtrique de la galaxie : ce quitendrait prouver que ce rayonnement n'est que le disque d'accrtion de l'objetcentral.Dernirement une quipe d'astronomes allemands aurait dtect au centre (avec uneprcision de 0,03 a.l.) , un objet massif de 2 millions et demi de masses solaires dansun diamtre de .......0,23 a.l. ! Des mensurations tout indiques pour un trou noir.En dpit de tous ces mystres , le noyau de notre galaxie est dans un tat de calmerelatif. Ce qui n'est pas le cas d'autres galaxies dont le noyau est trs actif.

52) Les bras spiraux

Le soleil occupe une position priphrique 30 000 a.l. du centre galactique. Cetteposition excentre est devenue certaine, voici 60 ans, grce l'tude des amasglobulaires, rpartis de faon rgulire, mais non centrs sur nous. Elle explique aussipourquoi la voie lacte est plus dense et plus visible vers le Sagittaire que dans ladirection oppose.La structure spirale de la galaxie tant admise, il fallut dnombrer les bras spiraux et laposition du soleil.On dnombre au moins 4 bras spiraux, une incertitude rgnant derrire le noyau :Le soleil est sur le bras du Sagittaire - Carne.Plus l'intrieur, on trouve le bras Ecu -Croix et le bras du Cygne.A l'extrieur apparat le bras de Perse.Les autres sont moins bien dfinis, mais les recherches se poursuivent.Les bras spiraux sont, sans aucun doute, des zones o la matire condense est enquelque sorte comprime. On trouve l, sous formes de nuages denses de poussireset de gaz, les matrices qui serviront la formation de nouvelles toiles. Mais il ne fautpas se laisser induire en erreur par le termes de " nuages denses ".Il sont denses si on les compare la densit moyenne de la matire parse dans lagalaxie. Mais aussi leve que soit cette densit, on ne dnombre que quelques atomespar cm

3, soit moins que le vide le plus pouss ralis en laboratoire.

Quoiqu'il en soit, au sein de ces gaz se produisent des fluctuations invitables dedensit, avec formation de grumeaux qui, dans certains cas, entranent uneffondrement de la matire, et il se forme alors de vritables grappes d'toiles.

6Que sait-on de ces bras spiraux ?

- Qu'ils reprsentent des structures stables et permanentes.- Que ces structures sont composes de gaz, de bancs de poussire, de

nbuleuses fluorescentes d'hydrogne ionis.- Qu'on remarque, le long des bras spiraux, des champs magntiques modrs,

plus accentus l o il y a davantage de matire obscure.- Enfin que la consistance des bras spiraux et la richesse de leur contenu stellaire

sont accentues l o le contenu gazeux est plus lev.

Vers l'extrieur, les bras perdent en partie leur rgularit, tendent se dformer et seconfondre .L'origine des bras spiraux est trs controverse.A la distance du centre galactique laquelle se trouve le soleil, la vitesse de rvolutionest d'environ 250 km/s, soit une rvolution complte en 200 millions d'annes.La galaxie a d effectuer en moyenne plus de 50 tours depuis sa formation. Or du faitde sa rotation diffrentielle, toute structure, aussi organise que peuvent l'tre les brasspiraux, aurait d s'enrouler compltement sur elle-mme, et disparatre depuis fortlongtemps.La thorie dite de " Lin ", labore entre 1964 et 1970 par 2 chercheurs sino-amricains (Chia Chiao Lin et Franck Shu ), tablie qu'un sillon gravitationnel pigeraitla matire le long de lignes de champs lectromagntiques, et formerait des ondes dedensit prenant une forme spirale du fait de la rotation de la galaxie.Dans les 20 ans qui ont suivi, Lindblad, grce au dveloppement des simulationsnumriques a montr que l'interaction des galaxies entre elles jouait un rle cl dans ledveloppement de rsonances crant des barres se prolongeant par des bras spirauxdu fait de la rotation de la galaxie. C'est pourquoi les 2/3 des galaxies sont barrs,comme probablement l'est la " Voie lacte ".L'analyse de la courbe de rotation de la galaxie a entran des rsultats tout faitdconcertant sur lesquelles je reviendrais.

3) Le halo galactique

C'est un ensemble stellaire sphrodal de faible densit entourant tout le disque. Cehalo tourne avec la galaxie mais plus lentement : 100 km/s. Assez aplati aux ples, il aune forme lgrement ellipsodale, et son rayon quatorial est de l'ordre de 70 000 a.l.Il est form dans sa totalit d'toiles vieilles d'au moins 10 milliards d'annes, qui sesont formes lorsque la protogalaxie tait encore en train de prendre sa configurationet peuvent ainsi nous renseigner sur l'tat primitif de la galaxie. Certaines dont la masseest quivalente au soleil ont dj volu vers l'tat de gantes rouges.

7Ce halo se serait cr lors de lagnse de la galaxie, lorsquedes groupes de dizainesd'toiles massives, la fin deleur courte vie ( dix millionsd'annes ), ont explos ensupernova et engendrd'normes bulles de gaz trschaud et ionis, entranant avecelles les toiles moins massives. Le halo n'est cependant pasuniquement constitu d'toiles.Il est le sige prfrentiel decertaines grosses formationsstellaires : les amas globulaires.Il s'agit de systmes decentaines de milliers d'toiles

rassembles dans un espace limit de quelques dizaines d'a.l.. Cette concentration esttelle que les distances entre les toiles sont de quelques heures-lumire au centre desamas. On en connat actuellement 125 dans la galaxie, mais il en existe probablementplus.Les toiles des amas globulaires du halo ont les mmes proprits, le mme ge, lamme composition chimique que les toiles qui circulent individuellement dans le halo.On pense gnralement que les amas globulaires de notre galaxie se sont forms lasuite de la fragmentation du nuage protogalactique. Ces amas se trouvent plusieursmilliers d'a.l. du centre de la galaxie. Certains sont tellement loigns (100 000 a.l. )que l'on s'est longtemps demand s'ils taient toujours soumis l'attraction galactiqueou s'ils circulaient entre 2 galaxies. Mais le doute est aujourd'hui dissip.Nous allons en effet voir que la galaxie est plus vaste et plus massive qu'on ne lecroyait autrefois.

4) La couronne

La galaxie est un systme immense, mais quelle est sa masse ?Dterminer la masse de soleil est simple grce la 3

me loi de Kpler :

Sachant que la masse principale du systme solaire est concentre dans le soleil, onprend l'orbite d'une plante dont on connat le grand axe " a " et sa priode dervolution " T ", on en dduit la masse " M" :

M = K x a3 o K est une constante connue.

T2

8Or la vitesse de la plante V = 2 P * a donc V

2= K'

* M

T a

Ceci pour dire que la vitesse, que l'on sait mesurer par effet doppler, diminue au fur et mesure que l'on s'loigne du centre du systme.Pour les galaxies, le problme est un peu plus complexe parce que le systme est trstendu et non homogne.Prenons notre galaxie. Sa courbe de vitesse montre qu'en partant du centre, la vitesseaugmente d'abord proportionnellement la distance comme s'il s'agissait d'un corpsrigide. Ensuite, aprs avoir atteint un maximum d'environ 250 km/s vers 30 000 a.l. (auniveau du soleil) , elle diminue comme si elle se conformait la 3e loi de Kpler.Si nous appliquons cette courbe connue jusqu' 50 000 a.l. , on obtient une masse de140 milliards de masses solaires.Des recherches furent entreprises pour vrifier cette courbe au del de 50 000 a.l. Onparvint identifier des nuages d'hydrogne loigns de 50 000 a.l. 70 000 a.l., et enmesurer la vitesse. On dcouvrit, non sans surprise, qu'elle raugmentait nouveaujusqu' 300 km/s et se stabilisait cette valeur.

Rayon(en milliers d'a.l.)

Vitesse( en km/s )

100

200

300

20 40 60 80soleilcentre

galactique

Une masse importante, situe au del du disque, tait ncessaire pour justifier cetaccroissement de la vitesse.L'existence d'une autre masse, bien qu'invisible, tait donc probable.En ralit, la sonnette d'alarme avait dj retenti propos d'autres galaxies prsentantdes paliers de vitesse l'extrmit de leurs bras spiraux.

L'existence d'une couronne au del du disque est ainsi srieusement pose.

9De nombreux calculs ont permis de conclure que l'extension de la galaxie est d'environ500 000 a.l. au lieu des 100 000 a.l. visible, et que sa masse est 5 10 fois suprieure.Ce problme semble d'ailleurs concerner toutes les galaxies.D'autres procds pour dterminer la masse de systmes stellaires isols (galaxies ouamas de galaxies) avaient mis en vidence d'tranges discordances avec la massedduite de la densit de matire visible, cette dernire tant de beaucoup infrieure.D'aucuns, en particulier, ont calcul que la masse visible des galaxies ne suffisait pas assurer leur stabilit.Ainsi le problme de la masse manquante, de la masse cache tait pos.Nous nous trouvons dans la position inconfortable de vivre dans un univers dont aumoins 90% de la matire nous est totalement inconnue.Ce matriau, cependant, se comporte de faon rationnel, et rien ne nous indique qu'ilengendre ou subit des forces autres que les forces gravitationnelles.Mais alors o est cette masse manquante ? Quelle est sa nature ?Vous imaginez bien que non seulement les thories ne manquent pas, mais qu'ellessont au contraire trop nombreuses :

- Certains pensent aux toiles de premire gnration dans la protogalaxie quieurent une volution rapide.Elles reprsentent autant d'toiles teintes aujourd'hui et par consquentinvisibles. On parle d'une population nombreuse d'toiles fossiles dont laluminosit ne dpasserait pas 0,1% de celle du soleil et graviterait dans lacouronne dans un rayon de 200 300 000 a.l., peut-tre mme davantage,renfermant des galaxies proches comme les nuages de Magellan et tous lesamas globulaires (les MACHOS : MAssive Compact Halo Objects).

- D'autres thories font appel aux neutrinos. Dans les fractions de seconde quisuccdrent au Big-bang, les rayons gamma et les neutrinos dominaient. Maisque seraient devenues ces particules d'une masse infrieure l'lectron dontcertains affirment qu'ils seraient des milliards de fois plus nombreux que lesphotons ?D'aucuns soutiennent que, leur vitesse diminuant, ils auraient t attir par lesgalaxies et se seraient englus autour.

- D'autres mettent en avant les ventuels "neutrinos lourds ", d'une massesuprieure aux neutrinos, et dont l'existence n'est apparue que rcemment.

- Aux vues de rsultats rcents, il a t envisag l'existence autour de la plupartdes galaxies spirales, de grandes masses de gaz H

2 primordial et trs froid. Au

fil des milliards d'annes, ce gaz aurait progressivement fourni la matirepremire la formation des toiles. Ceci expliquerait que les galaxies spirales

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perdent leur matire noire, alors que leur matire visible augmente malgr lacration d'toiles nouvelles.

Mais tout cela ne reste que des thories qu'il faut dmontrer.

III) LA " VOIE LACTEE " DANS L'UNIVERS

Notre galaxie fait partie d'un petit amas local de quelques millions d'annes-lumiredans lequel on trouve la galaxie d'Andromde (M31), la galaxie du Triangle (M33) etdes galaxies plus petites : la galaxie du Fourneau, le petit et le grand Nuages deMagellan ...).Cet amas local tourne autour d'un amas plus important : l'amas de la Vierge ( 40millions d'a.l.) lui-mme tournant autour du superamas de Virgo ( 100 millions d'a.l.).A plus grande chelle , les galaxies semblent s'tager en nids d'abeilles. C'est ainsi quedes formations importantes ont t dcouvertes (Murs, filaments ou bulles)." Le grand Mur ", amoncellement de galaxies s'tirant sur 500 millions d' a.l. de largeet sur 300 millions d' a.l. de profondeur, n'est limit que par l'chantillonage sond.Ailleurs, comme par exemple dans le " Bouvier ", apparat un vide gigantesque de 100millions d'a.l. de diamtre.

Pourquoi les galaxies sont-elles rparties de manire non-uniformes dans l'univers ?Pour l'instant nous en sommes au stade des hypothses.

IV) COMPLEMENT A LA DECOUVERTE DES GALAXIES

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Pour comprendre les galaxies, Hubble a tent une premire classification en spirales,elliptiques et irrgulires.Depuis on sait qu'il existe des milliards de galaxies, et plus on en dcouvre et plus lesclasses augmentent.Je ne parlerais donc pas de la classification des galaxies qui risquerait d'tre long, etpeut faire l'objet d'un autre expos lui seul.

Mais on ne peut aborder ltude des galaxies sans parler d'une dcouverteextrmement importante qu'a fait Hubble en tudiant les galaxies.Lorsqu'il eut dmontr que la nbuleuse d'Andromde tait bien une galaxie, il triaparmi les clichs de nbuleuses effectus l'aide du tlescope du Mont-Wilson, lesobjets qui ressemblent des galaxies.Il en trouva une trentaine dont il fit une tude spectroscopique, ainsi que des mesuresde distances l'aide des cphides. Il s'aperut que leurs spectres taient tous dcalsvers le rouge, et d'autant plus que la galaxie est lointaine.Il trouva ainsi un autre moyen de mesurer les distances dpassant les dizaines demillions d'a.l..

L'abb Georges Lemaitre conclut en 1930 que cette fuite en avant des galaxies tait enfait le rsultat de l'effet doppler du l'expansion de l'univers.En 1948, Georges Gamow rigea partir de ces conclusions un modle de l'universtoujours en vigueur actuellement, et connu sous le nom de "Big-Bang".La dcouverte en 1964 par Arno Penzias et Robert Wilson du rayonnement fossile 3Kne fit que confirmer ce modle.

Paradoxalement, Hubble n'admit jamais cette thorie du Big-Bang et de l'expansion del'univers.Il dfendit la thorie de " la lumire fatigue " reprise par Pecker, Vigier et Alton Arp.Dans cette thorie , la lumire en parcourant de longues distances perd une partie deson nergie et de sa vitesse, et se dcalent vers le rouge.

Nanmoins, d'autres dcouvertes rcentes sont venues renforcer cette thorie du Big-Bang.

En plus de l'expansion de l'univers et du rayonnement fossile, l'abondance desdiffrents lments lgers est exactement dans les proportions prdites.

Dernirement, on a observ des indices de ce que les astronomes appellent " lareionisation ", phase de la formation de l'univers au cours de laquelle l'hydrogne et

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l'hlium, nouvellement forms, voient leurs lectrons arrachs par l'nergie ultraviolettedes toiles de premire gnration.

Les astronomes ont retrouv des traces de cette reionisation dans un quasar deredshift 3 (HE2347-4342 ), objet dix mille fois plus brillant que notre galaxie.Les autres thories ne pourront pas ne pas tenir compte de ces dernires dcouvertes.

Aujourd'hui, pour prciser ces thories, les astronomes sont condamns rpondreaux grandes questions du moment :

Quelle est la nature de la masse manquante ?

Quelle est la masse relle de l'univers ?

S'il semble admis que les galaxies se sont formes peu de temps aprs le Big-Bang, par quel processus se sont-elles rellement formes ?

Pourquoi les amas de galaxies ne sont pas uniformment rparties?

Seules , les rponses ces questions permettront d'asseoir ou de remettre en cause lesmodles de l'univers "communment admis" aujourd'hui .

G. Maugrion