Nébuleuses et galaxies (Travaux Pratiques Encadrés)

« parfois " seulement >> quelques millions d'étoiles , ce sont probablement aussi les galaxies les plus nombreuses.

Galaxies spirales Elles se caractérisent par une structure beaucoup plus complexe et spectaculaire, comme la nébuleuse des chiens de chasse (MSI}.

On y trouve trois zones bien distinctes : -Le bulbe :c'est la partie centrale de la galaxie.

Sa forme est ellipsoïdale, et la dens ité d'étoiles y est très élevée.

Ces étoiles sont des étoiles âgées, contenant peu d'éléments chimiques lourds .

-Le disque : plus ou moins étendu suivant les types de galaxies spirales, c'est lui qui leur donne leur aspect si caractéristique.

Il s'étend bien au-delà du bulbe , et son épaisseur est très faible par rapport à son diamètre.

C'est dans le disque que se forment les bras spiraux qui donnent leur nom à ces objets.

Les galaxies spirales contiennent beaucoup de matière sous forme de gaz peu dense et c'est dans le disque que se concentre l'essentiel de ce gaz, parfois visible sous l'aspect de nébuleuses diffuses .

L'ensemble du disque est en rotation autour du centre galactique.

Les bras eux-mêmes sont en fait des « ondes de densité >> qui se propagent en tournant dans le disque , mais à une vitesse différente de la vitesse de rotation du disque (qui dépend elle-même de la distance au centre) .

Ces bras sont un des lieux les plus actifs de formation d'étoiles , à cause de la surdensité du gaz et de l'apparition d'ondes de chocs qui favorisent l'effondrement des nuages gazeux.

C'est pourquoi on y trouve les étoiles les plus jeunes de la galaxie, dites de population 1 (elles contiennent beaucoup d'éléments lourds ) -Le halo :c'est une zone entièrement sphérique très vaste et très tenue qui englobe toute la galaxie.

On y trouve les étoiles les plus vieilles de la galaxie (population Il), soit isolées, soit regroupées en amas globulaires.

Leurs trajectoires sont quelconques et n'ont aucune orientation particulière par rapport au disque, ce qui démontre qu'elles se sont formées avant lui.

Selon le rapport de masse et de luminosité entre le bulbe et le disque , on classe les spirales en sous-catégories depuis Sa (bras peu marqu és, bulb e dominant ) jusqu 'à Sd (bras bien développés et disque important ).

Notre Galaxie est probablement une spirale Sb typique.

Spirales barrées Ces galaxies sont très semblables à des spirales ordinaires , mais présentent une caractéristique surprenante : un " barre >> très brillante occupe le centre du disque et relie deux bras spiraux opposés.

Cette barre , zone de grande concentration stellaire, mont re que toute la partie centrale de la galaxie est en mouvement de rotation solide (tourne d'un seul bloc comme un solide).

Cela , à son tour , indique une répartition bien particulière et unique de la densité en fonction du rayon, qui diminue moins vite que dans les spirales classiques.

Elles se classent de type SBa jusqu'à SBc.

Galaxies lenticulaires C'est en fait un type intermédiaire entre elliptiques et spirales, ce qui démontre qu'il n'y a pas en réalité deux catégories entièrement distinctes, mais un continuum qui fait passer de l'une à l'autre .

Très semblables aux galaxies elliptiques, les lenticulaires sont essentiellement constituées d 'un très gros bulbe et présentent un disque parfois plus petit que le bulbe lui­ même.

On n'y distingue pas de bras spiraux.

Galaxies irrégulières Ces galaxies qui ne présentent pas de structure définie sont habituellement en interaction avec d'autres galaxies.

-soit il s'agit d'une galaxie « satellite >> en interaction forte avec le champ de gravité d'une autre galaxie, qui l'a empêché d'acquérir une structure et a ralenti son évolution.

Riche en gaz et en étoiles jeunes, la galaxie irrégulière est le siège d'une formation stellaire continue.

galaxies (comme Ngc 40:SB et Ngc 40:s9), l'interaction des deux champs de gravité faisant perdre toute forme aux galaxies pendant la durée (qui peut être très longue ) de la collision.

Pourquoi ces catégories ? On croyait naguère que les classes de galaxies correspondaient à une séquence évolutive, des galaxies elliptiques EO jusqu 'aux spirales Sd.

Cependant cette idée est entrée en contradiction avec la détermination de l'âge des étoiles et du contenu des galaxies : le fait que les spirales contiennent encore une quantité importante de gaz est incompatible avec l'idée qu'elles proviennent d 'une elliptique.

L'explication actuelle des différentes catégories est liée au moment cinétique : plus la galaxie tourne vite sur elle-même, plus la matière qu'elle contient aura tendance à s'effondrer sous la forme d'un disque dans le plan équatorial de la galaxie.

Dans les elliptiques le moment cinétique est donc faible (vitesses comprises entre 50 et lOO km/s), et élevé dans les spirales (entre 200 et 300 km/s).

AMAs DE GALAXIES Les galaxies ne sont pas isolées, mais regroupées en vastes ensembles appelés amas , qui contiennent de quelques dizaines à quelques milliers d'objets .

L'astronome Gérard de Vaucouleur a été l'un des pionniers de l'étude des amas.

On appelle Amas Local celui dont fait partie notre Galaxie .

Il contient deux grandes galaxies spirales (la nôtre et Andromède) , les nuages de Magellan, plusieurs galaxies spirales plus petites et quelques galaxies elliptiques naines.

Les galaxie s d'un amas sont liées entre elles par la gravité.

la taille d'un amas peut atteindre quelques dizaines de milliards d'années lumière s.

La distance entre les galaxies, à l'intérieur d'un amas, n'est pas très grande comparée à la dimension des galaxie s.

De ce fait, les collisions entre galaxies ont une très grande probabilité de se produire (con trairement aux collisions entre étoiles dans une galaxie).

Les très grands amas contiennent en leur centre une ou plusieurs galax ies elliptiques géantes : on explique leur présence comme étant le résultat de la collision et de la fusion de plusieurs galaxie s de plus petite taille .

Les amas eux-mêmes sem blent se regrouper en structure s encore plus vastes appelées " super-amas», qui sont peut-être les structures les plus vastes contenues dans l'univers .

L'Amas Local fait partie d 'un super amas contenant un grand nombre d'amas dont celui de la Vierge.

MATIÈRE NOIRE L'étude de la rotation des galaxies sur elles-mêmes montre que la masse « visible » est certainement très inférieure à la masse totale de la galaxie : on appelle matière noire ou masse manquante cette partie invisible, qui s'étend sans doute au-delà de la partie brillante.

De même , l'étude des mouvements des galaxies à l'intérieur d'un amas laisse apparaître que la gravité y est bien supérieure à celle produite par la matière visible : cela conduit à l'hypothèse d'une grande quantité de matière noire répartie dans les amas.

La nature de cette matière invisible est encore loin d'être élucidée : astres peu brillants comme des naines brunes, étoiles à neutron, trous noirs , un gaz de neutrinos baignant tout l'amas? Ou une forme de matière plus " exotique >> encore ? En cosmologie , la présence de matière noire joue un rôle fondamental car elle conditionne les types de modèles d'univers applicables : ouvert et en expansion constante si la densité est faible, pouvant s'effondrer sur lui-même si elle est forte.

GALAXIES À NOYAU ACTIF L'amélioration continue des moyens d'observation a permis de sonder dans la deuxième partie du xx• siècle un univers plus lointain , et d'y découvrir des galaxies dont le noyau semble être la source d'une énergie considérable.

Radio-galaxies Ces objets, détectés dès l'apparition des premiers radiotélescopes, émettent une énergie énorme sous forme d'ondes radios issues du centre de la galaxie et de deux « lobes >> situés à une distance considérable de la galaxie visible : ils sont dus à des jets de particules de très haute énergie émis depuis le centre et qui intera gissent beaucoup plus loin avec le m ilieu intergalactique .

Galaxies de Seyfert et quasars Les quasars présentent un noyau extraordinairement brillant -parfois plus brillants que 100 ooo galaxies réunies -, de très loin les plus énergétiques de l'Univers.

Cette lumière est émise depuis un volume très petit au centre de la galaxie.

Ils sont toujours extrêmement lointains -plusieurs milliards d'années lumières- ce qui les fait apparaître sous la forme quasi­ stellaire qui leur donne leur nom.

Les galaxies de Seyfert en sont des exemples moins extrêmes.

Les astronomes attribuent cette immense débauche d'énergie à la présence d'un trou noir géant qui s'est formé en même temps que la galaxie: l'énergie provient de la matière qui tombe encore dans ce trou noir.

Seules les galaxies lo intaines présentent ces phénomè nes : à cause du temps que met la lumière à nous arriver, elles nous apparaissent comme elles étaient il y a plus ieurs milliard s d'années , c'est-à-dire peu après leur formation .

Avec le temps cette activité du noyau diminue et elles deviennent des galaxies normales comme la nôtre : mais , bien sûr, le trou noir central subsiste.

Il contient une part appréciab le de la masse totale de l'objet et joue un rôle important dans sa dynamique.

On soupçonne donc toute s les galaxies suffisamment grandes de posséder un trou noir central hyper massif .

Dans notre Galaxie , il est encore détectable par des émissions d'ondes radio et de rayo ns X.

EDWIN HUBBLE (1889- 1953) Esprit très curieux , Hubble fait des études d 'astrophysique et de droit.

Après une tentative malheureuse dans la carrière d'avocat, il devient astronome à l 'Observatoire de Yerkes en 1914.

Il consacrera le reste de sa carrière à élucider les problèmes posés par les " nébuleuses >>, étant convaincu dès le départ que nombre d'entre elles sont en fait des galaxies comme la nôtre.

Il part pour la guerre en 1918 , et à son retour obtient un poste à l ' Observatoire du mont Wilson en Californie : cet observatoire, où il passera le reste de sa vie, est alors équipé du plus grand télescope au monde , de 2,5 rn de diamètre .

Par l'observation d'étoiles variables Céphéides dans la Nébuleuse d'Andromède (M:S1), il démontre que celle-ci se trouve à l'extérieur de notre Galaxie : c'est la première preuve directe qu'il existe d'autres galaxies comparables à la nôtre, et d'un seul coup les frontières de notre univers se trouvent multipliées par un immense facteur ! Il démontre que ces galaxies extérieures contiennent une multitu de d'objets semblables à ceux que l'on trouve dans notre Galaxie : amas d'étoiles, nébuleuses gazeuses, novae.

A partir de 1925, Hubble établit une classification des galaxies, qui est encore utilisée aujourd'hui.

Il fait ensuite une autre des décou vertes les plus importantes de l'astronomie moderne.

En notant le décalage vers le rouge de la lumière, attribué à l 'effet Doppler, il déduit que les galaxies s'éloignent de nous , avec une vitesse proportionnelle à leur distance :c'est ce qu'on appelle l 'expansion de l'univers , qui joue un rôle central dans la cosmologie modern e , et a donné naissance à la théorie de Big Bang .

La vitesse d'expan sion est donnée par la " constante de Hubble >> estimée à 80 km/s par mégaparsec -où un parsec représente 3 ,6 année s lumières (36 mille m illiards de kilomètres) .

Le nom de Hubble a été donné au premier Télescope Spatial lancé en 1990 , qui reste à ce jour le plus grand télescope en orbite, et qui fournit toujours les images les plus spectaculaires des galaxies.

Comme Hubble lui-même, ce télescope a fait faire un bond gigantesque dans la connaissance de l'univers lointain .. »