Notre position dans le système solaire   Vue schématique de la Galaxie, vue d'en haut et de côté, le cercle représente la position du Soleil dans la galaxie. La bande au centre sur le plan du disque galactique correspond à de la matière interstellaire qui absorbe la lumière.

Le soleil et l'ensemble des étoiles visibles dans la voûte céleste ne représentent qu'une infime partie d'une immense "île stellaire" appelée Galaxie. Notre Galaxie contiendrait quelques 200 milliards d'étoiles, concentrées pour la plupart dans de vastes bras en spirales qui constituent avec le centre creux de la Galaxie un disque. Notre Soleil se situe à proximité du plan central du disque, à environ deux tiers de la distance entre le noyau et le bord. Il gravite avec l'ensemble des étoiles autour du centre de la Galaxie. Le Soleil accomplirait une révolution en 200 millions d'années. Le halo circulaire est un autre constituant de la Galaxie; de forme sphérique, il englobe le disque dans son entier.

Le halo contient beaucoup moins d'étoiles que le disque ; ses membres les plus visibles sont les amas globulaires. Ce sont les objets les plus éloignés qui sont observables dans notre Galaxie. Les amas globulaires renferment les plus anciennes étoiles de notre Galaxie, elles sont âgées de plus de 10 milliards d'années. Les étoiles les plus jeunes (qui ne dépassent pas quelques millions d'années) sont situées dans les bras spiralés. Nous y trouvons également de nombreux amas stellaires ouverts, constitués par de jeunes étoiles. Des recherches ont démontré que la masse totale de la Galaxie est largement supérieure à la somme des masses de tous les composants galactiques connus de la Galaxie. Il existerait par conséquent une "masse manquante" inconnue dans la Galaxie.

Notre position dans l'univers Les graphiques ci-contre schématisent tous les mouvements des astres et galaxies. Le premier mouvement est celui de notre planète la Terre, elle tourne sur elle même et autour de notre étoile le Soleil. Le Soleil lui même tourne autour du centre de notre Galaxie la voie lactée, qui cette dernière va vers le centre du Groupe Local, ce dernier est attiré par l'amas de la Vierge, lui-même attiré par une structure imposante c'est le Grand Attracteur. Nous ne nous rendons pas compte, mais notre planète, notre étoile le Soleil, notre Galaxie La Voie Lactée, nous promènent à des millions de kilomètres par heures.

La galaxie dont fait partie le Soleil. Notre propre galaxie est certainement une galaxie spirale, dont le disque mesure environ 100 000 années de lumière de diamètre et 1 000 années de lumière d’épaisseur; la trace du disque galactique dans le ciel nocturne est la Voie lactée. On estime que la Galaxie renferme 200 milliards d’étoiles; les étoiles les plus jeunes (en particulier les étoiles bleues) sont concentrées dans des amas (amas ouverts) répartis préférentiellement le long des bras spiraux du disque galactique.

La Galaxie est entourée d’un halo sphérique qui renferme des étoiles vieilles (généralement rouges), souvent groupées en amas sphériques (amas globulaires), contenant de 10 000 à un million d’étoiles. Les étoiles de la Galaxie sont animées d’un mouvement orbital autour du centre de masse de la Galaxie (centre galactique); au niveau du Soleil, une révolution complète s’effectue en 200 millions d’années.

En raison de la poussière interstellaire, les télescopes ne peuvent observer la structure de la Galaxie à une distance supérieure à 10 000 années de lumière. La radioastronomie (ondes radio, infrarouge, rayonnements X et gamma) n’a pas encore permis de vérifier si le centre galactique renfermait un trou noir géant, à l’instar des noyaux des galaxies actives.

Exemple sur la photo : La galaxie des chiens de chasses M51

La voie lactée

Le ciel des belles nuits d'été est traversé d'une grande lueur. Si l'on regarde cette bande avec un petit télescope, ou même avec des jumelles, on pourra partiellement la résoudre en une multitude d'étoiles. C'est la Voie Lactée

La Voie Lactée est la trace sur le ciel du disque de notre Galaxie, constituée de quelques 200 milliards d'étoiles, dont notre Soleil est un représentant. La plupart de ces étoiles sont distribuées dans un disque, le reste appartenant au renflement central, le bulbe, ou bien au halo, immense volume presque sphérique qui entoure le disque. Le Soleil appartient au disque, il est situé aux deux tiers de la distance au centre. La voie Lactée est la projection de ce disque, dans les directions perpendiculaires on ne voit que quelques étoiles, et c'est vers le centre de la galaxie que la densité est la plus grande (constellation du Sagittaire).

La taille de la Galaxie est gigantesque: environ 100 000 années lumière de diamètre.

Les étoiles du disque et du bulbe sont sensiblement différentes. Le Bulbe est composé d'étoiles vieilles (Population 2), alors que le disque contient aussi des étoiles jeunes (Population 1). C'est dans le disque que se forment de nouvelles étoiles.

Galaxies spirales

Notre Galaxie est en lente rotation: Il faut 200 millions d'années au Soleil pour faire un tour. Notre Galaxie a des bras spiraux, formés d'étoiles jeunes (plus bleues), qui s'enroulent depuis le centre. De très nombreuses galaxies ont des bras spiraux, enroulées de manière plus ou moins serrée. D'autre part, certaines galaxies présentent une structure allongée au centre: une barre. Ces déférentes caractéristiques, de même que l'importance relative du bulbe permettent de classer les galaxies suivant leur morphologie.

Les galaxies spirales sont riches en gaz et en poussières. Certaines sont vues de face de sorte que l'on voit facilement leurs bras spiraux. D'autres sont vues de profil, et font ressortir le renflement du bulbe. La poussière se présente sous la forme de bandes obscures qui absorbent la lumière des étoiles. Par exemple, la forme torturée de la Voie Lactée, qui semble en certaines portions se ramifier, est ainsi due a l'absorption de la lumière des étoiles cachées par de la poussière. Cette poussière est transparente aux rayons Infra Rouges (IR), et les nouvelles techniques d'observation IR permettent depuis récemment d'observer le centre des galaxies.

Galaxies elliptiques

A l'opposé des galaxies spirales, les galaxies elliptiques ne montrent pas de structure bien définies. Elles ont des contours elliptiques très réguliers. Elles sont constituées généralement d'étoiles vieilles, donc sont plus rouges que les galaxies spirales. Leurs formes ne sont jamais très aplaties (au plus un rapport d'axes 2:1). Leur forme tridimensionnelles sont des ellipsoïdes à deux axes, allongés ou aplatis, ou éventuellement des ellipsoïdes à trois axes. Elles présentent de nombreuses similarités avec les bulbes de galaxies spirales. Les plus grosses galaxies sont des galaxies elliptiques (géantes). Les galaxies elliptiques normales (ou géantes) sont des objets denses; plus compacts que les galaxies spirales. Mais il existe aussi des galaxies elliptiques diffuses (que l'on appelle aussi naines) qui sont de nature très différente. Certaines sont de très petite masse, mais elles sont très nombreuses.

Galaxies irrégulières

La forme irrégulière de ces galaxies, qui contiennent un importante fraction de gaz, est associée à une intense activité de formation d'étoiles. Les Nuages de Magellan, visibles à l'œil nu depuis l'hémisphère sud, sont des exemples de galaxies irrégulières.

Galaxies actives

Certaines galaxies montrent les signes d'une gigantesque production d'énergie dans le voisinage de leur noyau. Ces galaxies sont souvent de puissants émetteurs radio dont la structure, observée au radio télescope, s'étend sur des millions d'années lumières sous la forme de lobes.

Les plus puissantes de ces galaxies sont visibles à grande distance. Ce sont les quasars (objets quasi stellaires), on ne distingue souvent que leur noyau. Les quasars les plus distants observés reflètent une époque à laquelle l'age de l'univers n'était qu'un dixième de son age actuel.

La présence de trous noirs au centre de ces galaxies expliquerait leur nature. Le rayonnement serait du à la matière spirant vers le trou noir.

Amas de galaxies

Les galaxies sont rarement isolées. Elles appartiennent à des groupes plus ou moins nombreux, allant de quelques unités (groupes) à des milliers de galaxies (amas). L'un des amas de galaxies les plus connus est celui de la Vierge. Un petit télescope est suffisant pour en voir les éléments les plus lumineux.

Le centre des amas est souvent occupé par une galaxie géantes que l'on soupçonne d'avoir grandi en avalant celles de ces congénères que la gravité avait conduit vers elle.

Le milieu intergalactique des grands amas est rempli par un gaz chaud (plusieurs millions de degrés) qui est observable par son émission de rayons X.

Lorsque l'on compare la masse des amas déterminée en comptant les galaxies avec celle que l'on déduit du mouvement des galaxies ou de l'équilibre du gaz X, on constate un désaccord. Seulement une petite partie de la masse est visible. Le reste, la masse invisible, ou cachée, n'est pas encore identifié.

Les galaxies proches

Malheureusement, les habitants de l'hémisphère Nord ne peuvent pas voir nos deux proches voisins: les Nuages de Magellan, qui sont deux satellites de notre Galaxie.

Ils sont visibles a l'œil nu, et leurs étoiles les plus lumineuses le sont aux jumelles. Ces galaxies sont beaucoup plus petites que la Voie Lactée et sont à une distance de 200 000 années lumière.

Dans l'hémisphère Nord on peut voir deux galaxies à l'œil nu (avec une bonne vue... et loin des lumières parasites des villes). La première est la galaxie d'Andromède (M31) qui est assez similaire à la Voie Lactée. A la distance de 2 Million d'années lumière, c'est la grosse galaxie la plus voisine. Andromède qui est accompagnée de deux satellites intéressant: Une galaxie elliptique compacte (M32) et une diffuse (NGC 205). L'autre galaxie visible à l'œil nu est M33, c'est aussi une galaxie spirale.

Ces galaxies, avec quelques autres font partie de ce que l'on appelle le Groupe Local.

Les galaxies en interaction

Les galaxies n'étant pas isolées, il arrive qu'elles entre en collision. Et même, leur diamètre n'étant pas négligeable devant leur séparation moyenne, ces collisions ne sont pas exceptionnelles. Les collisions se terminent généralement par la fusion des deux protagonistes.

Il y a deux types de collision. D'une part, les galaxies géantes centrales d'amas se délectent d'avaler leurs petites voisines (on parle de cannibalisme). D'autre part il arrive aussi que deux galaxies de tailles comparables se rencontrent.

En cas de collision, les étoiles elles mêmes ne se bousculent pas car elles sont tellement dispersées que les deux galaxies pourraient se traverser mutuellement sans dégâts pour les étoiles. Il y a néanmoins deux conséquences directes aux collisions:

· La gravité mutuelle provoque des marées qui déforment les galaxies et à terme entraîne la fusion

· La compression des nuages de gaz est à l'origine de la formation de nombreuses nouvelles étoiles.

La formation des galaxies

Les galaxies se sont formées dans la jeunesse de l'Univers à partir de petites fluctuations de densité dont la gravité propre a permis d'échapper à l'expansion universelle. Ces hétérogénéités se sont effondrées sur elles-mêmes, le gaz s'est refroidi en dissipant de l'énergie et des étoiles se sont formées.

Histoire de l'astronomie extragalactique

L'étude des galaxies n'a réellement débutée qu'au XXième siècle. Certes, la Voie Lactée avait été remarquée depuis l'antiquité, mais ce n'est qu'en 1925-1926 que la théorie des Univers-iles triomphe grâce à E. Hubble

Les plus belles galaxies, aisément observables au moyen d'un petit télescope ont été identifiées au XVIII ième siècle par Charles Messier.

Les mesures

La mesure des distances et des vitesses radiales des galaxies initie, en particulier, par E. Hubble (1929) est a l'origine du concept d'Univers en expansion. Selon cette idée fondamentale, l'univers résulte d'une explosion primordiale, il y a 10 a 20 milliards d'années: le Big Bang.

Le mouvement de récession des galaxies observe par E. Hubble est la manifestation de l'expansion de l'univers. Les galaxies s'éloignent de nous (et les unes des autres) a des vitesses proportionnelles a leur distance. Donc, la mesure de leur vitesse d'éloignement est une indication de leur distance. Le taux d'expansion de l'univers s'appelle la constante de Hubble, il vaut 50 a 100 km/sec/Mpc. La très fameuse constante de Hubble exprime ce taux d'expansion: La vitesse de récession des galaxies s'écrit:

v [km/sec] = H [km/sec/Mpc] * D [Mpc].

v, est la vitesse de récession,D la distance (en Mega parsecs) et H la constante de Hubble.

L'incertitude sur la valeur de la constante de Hubble est encore grande (entre 50 et 100 km/sec/Mpc) et sa détermination précise constitue un objectif important car cette constante fixe les échelles de temps et de distances dans l'univers. Par exemple, dans le cas d'une expansion linéaire, les valeurs extrêmes de H correspondent respectivement a des ages de 20 ou 10 milliards d'années.

En 1936, E. Hubble (dans `The Realm of Nebulae') a propose le schéma de classification morphologique des galaxies qui reste d'actualise, a peu de modification pries.

La classification morphologique des galaxies

Les galaxies se présentent sous diverses apparences, ce qui est la base de la classification morphologique proposée par E. Hubble.

A gauche du diagramme se situent les galaxies de type précoce (elliptiques) et a droite les galaxies de type tardif (spirales puis irrégulières). Cette dénomination reflète la croyance originelle en une séquence évolutive qui est aujourd'hui totalement exclue.

La bifurcation de la classification, au niveau des galaxies S0 (lenticulaires), distingue la présence d'une barre.

Le mérite essentiel de la classification morphologique est de distinguer les deux types majeurs d'objets: Les galaxies elliptiques et spirales.

· Les galaxies spirales sont des systèmes plats, c'est a dire des disques (en rotation), dont l'apparence résulte de l'équilibre entre l'énergie gravitationnelle et l'énergie cinétique de rotation. La force de gravitation attire les étoiles et le gaz vers le centre, alors que la rotation résulte en une force centripète (qui repousse les particules vers l'extérieur).

· Les galaxies elliptiques sont des ellipsoïdes, a deux ou trois axes. L'énergie cinétique qui équilibre la gravitation est contenue dans les mouvements des ordonnes des étoiles. Par analogie avec un gaz, on parle de système dynamique chaud (système froid pour un disque).

La réalité est bien sur plus compliquée que cette simple dichotomie. Les galaxies spirales contiennent aussi une population dynamique chaude: Le bulbe (c'est a dire, le renflement central). Et l'on sait depuis quelques années que de nombreuses galaxies elliptiques cachent un (petit) disque. Les galaxies lenticulaires se situent a l'intersection des deux groupes, leurs populations chaudes et froides sont d'importance comparable.

Une des limitations sévère de cette classification est de ne pas rendre compte de la différence entre les galaxies elliptiques normales (E) et diffuses (dE, aussi appelée naines).

Une classification physique réaliste doit rendre compte de:

· La composition des galaxies: fraction de gaz et de poussière, caractéristique des populations stellaires: c'est a dire, répartition en age et en métallicite des étoiles.

· La répartition des galaxies dans le diagramme Brillance-Luminosite, afin de distinguer les galaxies diffuses et compactes.

· La présence de différentes population dynamiques: Bulbe, disque et barre.

En outre, cette classification essaie de décrire un état d'équilibre (idéal), mais il faut aussi tenir compte de l'interaction des galaxies avec leur voisines et avec l'amas ou le groupe auquel elles appartiennent. Ceci résulte en des effets évolutifs: évolution séculaire (dynamique, ou épisodes stimules de formation d'étoiles), coalescences ou accrétions (cannibalisme).

La classification physique et morphologique est révélatrice des processus de formation et d'évolution des galaxies.