Lorsque vous regardez le ciel nocturne, surtout en été, vous remarquerez une faible bande d’étoiles s’étendant au milieu du ciel. Cette bande est la Voie Lactée – notre galaxie natale, qui contient environ 200 milliards d’étoiles. Pourtant, la Voie lactée n’est qu’une des innombrables galaxies qui composent l’univers observable. Combien y a-t-il de galaxies et quelles sont leurs principales caractéristiques ?
Une galaxie est un système massif et autogravitant d’étoiles, de gaz (principalement de l’hydrogène), de poussière et de matière noire qui tournent autour d’un centre commun. Les galaxies sont souvent décrites comme des « univers insulaires » car elles sont largement isolées les unes des autres à l'échelle cosmique.
Les galaxies varient considérablement en forme, en taille et en contenu stellaire. On pense qu'ils sont anciens et se sont formés peu de temps après le Big Bang, mais les voies exactes qui ont produit leurs diverses morphologies restent une question centrale en astrophysique.
Les observations avec des télescopes modernes révèlent que les galaxies sont largement espacées mais liées gravitationnellement en amas, filaments et vides, mettant en évidence la structure à grande échelle du cosmos.
Les galaxies actives émettent des quantités prodigieuses de rayonnement à travers le spectre électromagnétique, souvent alimentées par accrétion sur les trous noirs supermassifs situés en leur centre. Ces systèmes énergétiques sont des laboratoires essentiels pour étudier la physique des hautes énergies et la croissance des trous noirs.
En mesurant la luminosité apparente d'une étoile avec un photomètre ou un CCD et en la combinant avec sa distance, les astronomes calculent sa luminosité :luminosité =luminosité × 12,57 × (distance)^2 . À l’inverse, si la luminosité intrinsèque d’une étoile est connue, sa distance peut être déduite.
Les estimations actuelles suggèrent que l’univers observable contient jusqu’à 2 000 milliards de galaxies. Au début des années 2000, ce chiffre était d’environ 200 milliards. Une étude de 2016 utilisant les données Hubble de l'Université de Nottingham a révisé le décompte à la hausse d'un facteur dix, et les images 2022 du télescope spatial James Webb ont encore affiné ces chiffres.
Les galaxies couvrent un large éventail de tailles :de 10 millions à 10 000 milliards d’étoiles (la Voie lactée en héberge environ 200 milliards). La classification d'Edwin Hubble de 1936 reste un cadre fondateur :elliptique, spirale et irrégulière.
Petits systèmes faibles avec des distributions irrégulières de gaz et de poussières, dépourvus de structure spirale ou elliptique définie. Leurs diamètres varient de 1 % à 25 % de la taille de la Voie lactée.
Les galaxies spirales sont les plus complexes, comprenant plusieurs composants distincts. Vous trouverez ci-dessous une vue simplifiée de la structure de la Voie Lactée.
Des centaines d'amas d'étoiles anciens et densément peuplés orbitent au-dessus et au-dessous du disque.
Une région diffuse et étendue contenant des gaz chauds et probablement de la matière noire.
Alors que la masse stellaire domine le disque, les études des courbes de rotation révèlent que la majeure partie de la masse d'une galaxie réside dans le halo externe, où la matière lumineuse est clairsemée.
Les Grecs de l’Antiquité appelaient la Voie Lactée « galaxies kakos » (cercle laiteux). La première vue télescopique de Galilée a confirmé qu'il s'agissait d'un champ d'étoiles dense.
William et Caroline Herschel ont cartographié les distances stellaires, révélant la structure du disque de la Voie lactée. Charles Messier a catalogué les nébuleuses, dont certaines seront plus tard identifiées comme des galaxies externes.
Les mesures de Harlow Shapley ont placé le centre de la Voie lactée à 28 000 années-lumière de la Terre. Les débats sur la question de savoir si les nébuleuses spirales faisaient partie de la Voie lactée ou d'« univers insulaires » distincts ont persisté jusqu'à ce que les observations d'EdwinHubble en 1924 utilisant des étoiles variables céphéides confirment leur nature extragalactique.
Le télescope spatial James Webb (JWST) offre désormais les vues les plus nettes et les plus profondes de l'univers lointain, révélant des galaxies à des redshifts sans précédent et affinant les décomptes de population.
La galaxie d'Andromède (M31) est la grande galaxie la plus proche, située à environ 2,2 millions d'années-lumière. Les distances au-delà du groupe local sont exprimées en mégaparsecs (Mpc), où 1Mpc ≈ 3,26 millions d'années-lumière. Les galaxies visibles les plus éloignées se trouvent à environ 10 milliards d'années-lumière.
Bien que les mécanismes précis restent débattus, les modèles dominants postulent que les premières fluctuations de densité du gaz primordial hydrogène-hélium ont conduit à l'effondrement des nuages protogalactiques, à la formation d'étoiles et au développement de disques et de halos.
Les rencontres galactiques, bien que rares à l’échelle humaine, entraînent des transformations morphologiques. Les fusions spirale-spirale produisent fréquemment des elliptiques, tandis que les interactions déclenchent des étoiles, des supernovae et la croissance de trous noirs supermassifs.
Les galaxies se regroupent en groupes riches (> 1 000 membres) et en superamas (par exemple, le superamas de la Vierge). Le groupe local contient environ 50 galaxies, dont la Voie lactée et Andromède.
Des études à grande échelle révèlent un réseau cosmique de filaments et de vides, avec des amas liés par la gravité et séparés par de vastes régions vides.
Bien qu’en grande partie vide, le milieu intergalactique héberge des gaz de faible densité, froids (≈2K) et chauds (millions de degrés), enrichis en éléments lourds. L'étude de ce milieu permet de contraindre les modèles cosmologiques et l'évolution des galaxies.
Edwin Hubble a découvert que les galaxies reculent à des vitesses proportionnelles à leur distance :V=H×d , où H (≈70kms⁻¹Mpc⁻¹) est la constante de Hubble. Cette relation linéaire sous-tend le paradigme de l’univers en expansion et la théorie du Big Bang.
Les déplacements des lignes spectrales révèlent un mouvement :les lignes décalées vers le bleu indiquent une approche ; les lignes décalées vers le rouge signifient la récession. Cet effet est la pierre angulaire de l'astronomie extragalactique.
Les noyaux galactiques actifs (AGN) émettent un rayonnement intense à large bande, souvent à partir de régions compactes proches des trous noirs supermassifs. Les AGN sont classés en galaxies de Seyfert, radiogalaxies, quasars et blazars, chacun présentant des signatures spectrales distinctes et des propriétés dépendantes de l'orientation.
Le moteur derrière les AGN s'accumule sur un trou noir supermassif, avec du gaz entrant chauffé à des millions de Kelvin et lancé sous forme de jets relativistes.
Systèmes généralement spiraux (~ 2 % des spirales) avec des noyaux variant rapidement et des vitesses centrales élevées (~ 30 × galaxies normales).
Principalement elliptiques (≈0,01 % des galaxies) qui produisent de puissants jets radio perpendiculaires au plan de leur hôte.
AGN ultralumineux et distants (≈13 000 connus, potentiellement jusqu'à 100 000). Leur variabilité de luminosité se produit sur des échelles de temps de plusieurs jours, indiquant des sources d'énergie compactes.
Galaxies actives dont les jets pointent presque vers la Terre ; ~1000 catalogués, avec des changements de flux rapides.
Systèmes formant plus de 100 étoiles par an, épuisant les réservoirs de gaz en environ 100 millions d'années. Celles-ci peuvent représenter des phases de transition vers les AGN.
Jusqu'à ~2 000 milliards dans l'univers observable.
Un système gravitationnel d'étoiles, de gaz, de poussière et de matière noire en orbite autour d'un centre commun.
La Voie Lactée.
Allant de 10 millions à 10 000 milliards ; la Voie Lactée en contient environ 200 milliards.
Elliptique, spirale et irrégulière.
