galaxie - astronomie.

galaxie - astronomie. 1 PRÉSENTATION galaxie, vaste ensemble d'étoiles, de gaz et de poussières interstellaires, en interaction gravitationnelle et en orbite autour d'un centre commun, le noyau. Toutes les étoiles visibles à l'oeil nu depuis la Terre appartiennent à notre galaxie, la Voie lactée. Le Soleil est une étoile de cette galaxie. Outre les étoiles et les planètes, les galaxies contiennent des amas d'étoiles, de l'hydrogène gazeux, des molécules complexes contenant entre autres de l'hydrogène, de l'azote, du carbone et du silicium. 2 PREMIÈRES ÉTUDES DES GALAXIES On attribue à l'astronome perse Al-Sufi, la première description de la faible tache de lumière provenant de la constellation d'Andromède, galaxie semblable à la nôtre. En 1780, l'astronome français Charles Messier publia un catalogue de corps non stellaires dont 32 sont, en réalité, des galaxies. Ces galaxies sont actuellement identifiées par leur nombre de Messier (M) ; la galaxie d'Andromède est par exemple la galaxie M31. Au début du XIXe siècle, des milliers de galaxies furent identifiées et cataloguées par William Herschel, Caroline Herschel et John Herschel. Depuis 1900, la photographie a permis de découvrir un nombre considérable de galaxies. Sur une photographie, les galaxies situées à des distances considérables de la Terre sont si minuscules qu'elles peuvent difficilement être distinguées des étoiles. La plus grande galaxie connue compte environ 13 fois plus d'étoiles que la Voie lactée. En 1912, l'astronome américain Vesto M. Slipher découvrit que les raies du spectre de toutes les galaxies étaient décalées vers la zone rouge du spectre (voir Rouge, décalage vers le ; Spectroscopie). Ce phénomène fut interprété par l'astronome américain Edwin Hubble, qui conclut que toutes les galaxies s'éloignent les unes des autres et que l'Univers est donc en expansion. On ne sait pas si l'Univers poursuivra son expansion, ou s'il contient assez de matière pour ralentir les galaxies par interaction gravitationnelle, provoquant ainsi leur effondrement. Voir Cosmologie. 3 CLASSIFICATION DES GALAXIES Observées ou photographiées avec un grand télescope, seules les galaxies les plus proches laissent apparaître des étoiles individuelles. Pour la plupart des galaxies, on ne détecte que la lumière émise par l'ensemble des étoiles. Les galaxies présentent différents aspects. Certaines ont une forme d'ensemble globulaire avec un noyau brillant. Ces galaxies, les elliptiques, contiennent une population d'étoiles âgées, avec en général peu de gaz ou de poussières visibles, et quelques étoiles récemment formées. Les galaxies elliptiques ont des dimensions très variables. Les galaxies spirales sont des disques aplatis contenant quelques étoiles âgées, un grand nombre d'étoiles jeunes, une grande quantité de gaz et de poussières, et des nuages, lieux de la naissance des étoiles. Les régions qui contiennent de jeunes étoiles brillantes et des nuages de gaz forment de longs bras en forme de spirale qui s'enroulent autour de la galaxie. En général, un halo d'étoiles peu lumineuses, plus âgées, entoure le disque ; un renflement central, plus petit, existe souvent, émettant deux jets de matière énergétique dans des directions opposées. Enfin, les galaxies irrégulières ne présentent aucun axe de symétrie, contiennent un grand nombre d'étoiles jeunes et une grande quantité de matière interstellaire. Elles sont souvent situées près de galaxies de plus grande taille et leur aspect résulte probablement d'une perturbation gravitationnelle due à ces galaxies. Quelques galaxies extrêmement singulières sont regroupées par deux ou trois, et leurs interactions de marée ont déformé leurs bras spiraux, donnant naissance à des disques déformés et à de longues queues en serpentin. Les quasars sont des corps célestes qui semblent être stellaires. D'après la plupart des astronomes, les quasars sont des galaxies actives dont les noyaux contiennent de gigantesques trous noirs. Ils sont probablement étroitement liés aux radio-galaxies et aux objets BL Lacertae. 4 DÉTERMINATION DES DISTANCES EXTRAGALACTIQUES Observer simplement une galaxie avec un télescope ne permet pas de déterminer sa distance, car la galaxie peut être gigantesque et située à grande distance, ou bien de petite taille et plus proche de la Terre. Les astronomes évaluent les distances en comparant les magnitudes ou les tailles des corps de la galaxie inconnue avec la magnitude ou la taille des corps de notre Galaxie. Les étoiles les plus brillantes, les supernovae, les amas d'étoiles et les nuages de gaz ont été utilisés à cet effet. Les céphéides de notre Galaxie, étoiles variables périodiques (voir Étoiles), sont particulièrement intéressantes, car leur période est liée à la magnitude de l'étoile. On suppose que cette loi s'applique aux céphéides des autres galaxies. En mesurant alors la magnitude apparente d'une céphéide de la galaxie inconnue, on accède à la distance réelle entre cette galaxie et la Voie lactée. Les astronomes ont récemment découvert que la vitesse des étoiles sur leur orbite autour du centre de leur galaxie dépend de la magnitude et de la masse absolues de cette galaxie. Les galaxies en rotation rapide sont extrêmement lumineuses ; celles qui tournent plus lentement ont une magnitude absolue moindre. Les vitesses orbitales des étoiles dans une galaxie peuvent souvent être déterminées. La magnitude absolue, et la distance de cette galaxie peuvent donc être déterminées. 5 RÉPARTITION DES GALAXIES En général, les galaxies ne sont pas isolées dans l'espace. Elles appartiennent souvent à des groupes de petite taille qui forment de grands amas de galaxies. Notre Galaxie appartient à un petit groupe d'environ vingt galaxies, le Groupe local. La Voie lactée et la galaxie d'Andromède en sont les deux membres les plus importants, avec 100 à 200 milliards d'étoiles chacune. Les nuages de Magellan sont des galaxies satellites voisines, mais elles sont à peine visibles, avec environ 100 millions d'étoiles. L'amas le plus proche est l'amas de la Vierge ; le Groupe local est un membre écarté de l'amas, qui contient des milliers de galaxies de nombreux types. Ces galaxies se déplacent toutes dans la même direction. Ce déplacement pourrait être provoqué par un superamas masqué par notre propre Galaxie, puisque l'on connaît des superamas mesurant jusqu'à 300 millions d'années-lumière de diamètre. Certains théoriciens suggèrent qu'une « corde « cosmique, fluctuation mono-dimensionnelle dans la structure de l'espace-temps, pourrait être la cause de ce déplacement. La répartition des amas et des superamas n'est pas uniforme dans l'Univers. Les superamas de dizaines de milliers de galaxies sont organisés en longs filaments fibreux, semblables à des cordons, disposés autour de grands vides. Le « Great Wall «, filament galactique découvert en 1989, s'étire à travers plus d'un demi-milliard d'annéeslumière dans l'espace. D'après les cosmologistes, la « matière noire «, matière hypothétique qui ne rayonne pas et ne réfléchit pas le rayonnement électromagnétique émis par d'autres corps, pourrait exister en quantités suffisantes pour générer les champs gravitationnels responsables de la structure hétérogène de l'Univers. Les galaxies connues les plus lointaines, près de la limite de l'Univers observable, émettent une lumière bleue de faible intensité. On obtient les images de ces corps en pointant un télescope vers des régions du Ciel apparemment vides, en utilisant un détecteur solide à couplage de charge pour recueillir la lumière extrêmement faible, puis en traitant les images au moyen d'un ordinateur. Ces galaxies, qui s'éloignent de la Terre à environ 88 p. 100 de la vitesse de la lumière, se seraient formées il y a environ deux milliards d'années après la naissance de l'Univers. 6 ROTATION DES GALAXIES SPIRALES Les étoiles et les nuages de gaz tournent autour du centre de leur galaxie avec des périodes orbitales de l'ordre de plusieurs centaines de millions d'années. Ces mouvements sont étudiés en déterminant la position des raies dans le spectre de la galaxie. Dans les galaxies spirales, les étoiles se déplacent sur des orbites circulaires à des vitesses qui augmentent avec leurs distances au centre. Sur le bord des disques spiraux, on a mesuré des vitesses de 300 km/s à des distances de 150 000 annéeslumière. Par contre, dans le Système solaire, la vitesse des planètes diminue lorsque leur distance au Soleil augmente. Les astronomes ont conclu que la masse d'une galaxie n'est pas aussi centralement concentrée que la masse dans le Système solaire. Une grande partie de la masse d'une galaxie est excentrée, mais la matière correspondante est si peu lumineuse qu'elle n'a été détectée que par son attraction gravitationnelle. L'étude des vitesses des étoiles dans les galaxies extérieures a confirmé qu'une grande partie de la masse de l'Univers est constituée de matière sombre. 7 RAYONNEMENT ÉMIS PAR UNE GALAXIE L'aspect d'une galaxie est étudié par des considérations optiques. La composition et les mouvements des étoiles individuelles sont déterminés à partir d'études spectrales dans le domaine optique. Comme l'hydrogène gazeux dans les bras spiraux d'une galaxie rayonne dans le domaine radio du spectre électromagnétique, on peut obtenir de nombreux détails sur la structure galactique à partir d'études dans le domaine radio. La poussière chaude du noyau et des bras spiraux d'une galaxie émet des rayonnements infrarouges. Certaines galaxies rayonnent plus d'énergie dans le domaine optique. De récentes observations par rayons X ont confirmé que les halos galactiques contiennent des gaz à des températures atteignant des millions de degrés. Les astronomes ont également observé des émissions de rayons X en provenance de corps tels que les amas globulaires, les résidus de supernovae et les gaz chauds dans les amas de galaxies. Des observations dans le domaine ultraviolet permettent de déterminer les propriétés du gaz dans le halo et fournissent des détails sur l'évolution des jeunes étoiles dans les galaxies. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.