Galaxie

NGC 4414 , une galaxie spirale typique de la constellation de la Chevelure de Bérénice , mesure environ 55 000 années-lumière de diamètre et se situe à environ 60 millions d'années-lumière de la Terre.

Une galaxie est un système physique composé d' étoiles , de restes stellaires , de gaz interstellaire , de poussières et de matière noire , tous liés par la gravité . Le mot dérive du grec galaxias ( γαλαξίας ), signifiant « laiteux », en référence à la Voie lactée qui abrite le Système solaire . Les galaxies, qui contiennent en moyenne environ 100 millions d'étoiles, varient en taille, des galaxies naines avec moins de mille étoiles aux plus grandes galaxies connues : les supergéantes, qui comptent cent mille milliards d'étoiles, chacune orbitant autour du centre de masse de sa galaxie . La majeure partie de la masse d'une galaxie typique est constituée de matière noire, seul un faible pourcentage étant visible sous forme d'étoiles et de nébuleuses . Les trous noirs supermassifs sont fréquents au centre des galaxies.

Les galaxies sont classées selon leurs caractéristiques visuelles, telles 5 ] ou irrégulières [ La Voie lactée est un exemple de galaxie spirale. Outre leur forme, les galaxies peuvent se distinguer par des propriétés particulières, comme l'interaction avec une autre galaxie, une formation d'étoiles à un rythme inhabituel ou la présence d'un noyau galactique actif . On estime qu'il en existe entre 200 milliards (L' univers observable compte 2 × 10¹¹ ^galaxies et 2 billions galaxies . La plupart des galaxies ont un diamètre de 1 000 à 100 000 parsecs (environ 3 000 à 300 000 lumière ) et sont séparées par des distances de l'ordre du million de parsecs (ou mégaparsecs). À titre de comparaison, la Voie lactée a un diamètre d'au moins 26 800 parsecs (87 400 années-lumière). proche voisine parmi les grandes galaxies, la , se situe à .

La plupart des galaxies sont organisées gravitationnellement en groupes , amas et superamas . La Voie lactée fait partie du Groupe local , qu'elle domine avec la galaxie d'Andromède. Ce groupe appartient au superamas de la Vierge . À grande échelle , ces associations sont généralement organisées en feuillets et filaments entourés d'immenses vides . Bien qu'il existe de bons modèles décrivant la formation des étoiles par condensation gravitationnelle de nuages ​​de gaz denses, la formation des galaxies est moins bien comprise. Ce processus se déroule sur une échelle de temps de l'ordre du milliard d'années. Les galaxies entrent parfois en collision au cours de leur existence.

Le mot « galaxie » a été emprunté au français et au latin médiéval, puis au grec « galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) » , signifiant « cercle laiteux », en référence à son apparence de bande lumineuse laiteuse dans le ciel. Dans la littérature astronomique, le mot « galaxie » avec une majuscule est souvent utilisé pour désigner la Voie lactée , afin de la distinguer des autres galaxies de l’ univers .

Les galaxies furent initialement découvertes au télescope et étaient connues sous le nom de nébuleuses spirales . La plupart des astronomes des XVIIIe et XIXe siècles les considéraient soit comme des amas d'étoiles non résolus , soit comme des nébuleuses extragalactiques mais leur véritable composition et leur nature restaient un mystère. Les observations, réalisées à l'aide de grands télescopes, de quelques galaxies brillantes proches, comme la galaxie d'Andromède , commencèrent à les résoudre en d'immenses conglomérats d'étoiles, mais, se basant uniquement sur leur faible luminosité apparente et leur densité, les distances réelles de ces objets les situaient bien au-delà de la Voie lactée. C'est pourquoi on les appelait communément des univers-îles . Harlow Shapley commença à plaider en faveur du terme « galaxie » et à s'opposer à l'utilisation des termes « univers » et « nébuleuse » pour désigner ces objets, mais le très influent Edwin Hubble conserva le terme « nébuleuse ». La nomenclature ne changea complètement qu'après la mort de Hubble en 1953.

Des millions de galaxies ont été cataloguées, mais seules quelques-unes possèdent des noms bien établis, comme la galaxie d'Andromède , les Nuages ​​de Magellan , la galaxie du Tourbillon et la galaxie du Sombrero . Les astronomes utilisent les numéros de certains catalogues , tels que le catalogue Messier , le NGC ( Nouveau Catalogue Général ), l'IC ( Catalogue Index ), le CGCG ( Catalogue des Galaxies et des Amas de Galaxies ), le MCG ( Catalogue Morphologique des Galaxies ), l'UGC ( Catalogue Général des Galaxies d'Uppsala) et le PGC ( Catalogue des Galaxies Principales , également connu sous le nom de LEDA). Toutes les galaxies célèbres figurent dans un ou plusieurs de ces catalogues, mais sous un numéro différent à chaque fois. Par exemple, Messier 109 (ou « M109 ») est une galaxie spirale portant le numéro 109 dans le catalogue Messier. Elle porte également les désignations NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269–023, MCG +09-20-044 et PGC 37617 (ou LEDA 37617), entre autres. Des millions de galaxies plus faibles sont connues grâce à leurs identifiants dans des relevés du ciel tels que le Sloan Digital Sky Survey .

Le philosophe grec Démocrite (450-370 av. J.-C.) a proposé que la bande brillante du ciel nocturne connue sous le nom de Voie lactée puisse être constituée d'étoiles lointaines. Aristote (384-322 av. J.-C.), quant à lui, pensait que la Voie lactée était due à « l'inflammation de l'émanation ardente de certaines étoiles grandes, nombreuses et proches les unes des autres » et que « cette inflammation se produit dans la haute atmosphère , dans la région du monde qui est en continuité avec les mouvements célestes ». Le philosophe néoplatonicien Olympiodore le Jeune ( v. 495-570 apr. J.-C.) critiquait cette conception, arguant que si la Voie lactée était sublunaire (située entre la Terre et la Lune), elle devrait apparaître différemment selon les moments et les lieux sur Terre, et qu'elle devrait présenter une parallaxe , ce qui n'était pas le cas. Selon lui, la Voie lactée était céleste.

Selon Mohani Mohamed, l'astronome arabe Ibn al-Haytham (965-1037) fut le premier à tenter d'observer et de mesurer la parallaxe de la Voie lactée Il en conclut que, puisque la Voie lactée n'avait pas de parallaxe, elle devait être éloignée de la Terre et ne pas appartenir à l'atmosphère . L'astronome perse al-Biruni (973-1048) proposa que la Voie lactée soit « un assemblage d'innombrables fragments d'étoiles nébuleuses » . L'astronome andalou Avempace ( mort en 1138) suggéra qu'elle était composée de nombreuses étoiles presque contiguës, apparaissant comme une image continue en raison de la réfraction par la matière sublunaire Il s'appuya sur son observation de la conjonction de Jupiter et de Mars comme preuve de ce phénomène, qui se produit lorsque deux astres sont proches. Au XIVe siècle, Ibn Qayyim al-Jawziyya, né en Syrie , a proposé que la galaxie de la Voie lactée soit « une myriade de minuscules étoiles regroupées dans la sphère des étoiles fixes ».

La preuve concrète que la Voie lactée est composée d'un grand nombre d'étoiles remonte à 1610, lorsque l'astronome italien Galilée l'étudia à l'aide d'une lunette astronomique et découvrit qu'elle était constituée d'une multitude d'étoiles peu lumineuses. En 1750, l'astronome anglais Thomas Wright émit l'hypothèse, à juste titre, qu'il pourrait s'agir d'un corps en rotation composé d'un grand nombre d'étoiles maintenues ensemble par des forces gravitationnelles , semblable au Système solaire mais à une échelle beaucoup plus grande, et que le disque d'étoiles ainsi formé pourrait être perçu comme une bande dans le ciel depuis un point de vue situé à l'intérieur de celui-ci. Dans son traité de 1755, Emmanuel Kant développa l'idée de Wright concernant la structure de la Voie lactée.

Le premier projet visant à décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil fut entrepris par William Herschel en 1785, en comptant le nombre d'étoiles dans différentes régions du ciel. Il produisit un diagramme de la forme de la galaxie, avec le Système solaire proche du centre . En utilisant une approche plus précise, Kapteyn parvint en 1920 à l'image d'une petite galaxie ellipsoïde (d'environ 15 kiloparsecs de diamètre) avec le Soleil proche du centre . Une méthode différente, développée par Harlow Shapley et basée sur le catalogage des amas globulaires, aboutit à une image radicalement différente : un disque plat d'environ 70 kiloparsecs de diamètre et le Soleil éloigné du centre. Ces deux analyses ne tenaient pas compte de l' absorption de la lumière par la poussière interstellaire présente dans le plan galactique ; mais après que Robert Julius Trumpler eut quantifié cet effet en 1930 en étudiant les amas ouverts , l'image actuelle de la Voie lactée a émergé.

Quelques galaxies situées en dehors de la Voie lactée sont visibles à l' œil nu par une nuit noire , notamment la galaxie d'Andromède , le Grand Nuage de Magellan , le Petit Nuage de Magellan et la galaxie du Triangle . Au Xᵉ siècle, l'astronome persan Abd al-Rahman al-Sufi fut le premier à identifier la galaxie d'Andromède, la décrivant comme un « petit nuage » . En 964, il mentionne apparemment le Grand Nuage de Magellan dans son Livre des étoiles fixes , faisant référence à « Al Bakr des Arabes du Sud » , car à une déclinaison d'environ 70° sud, il n'était pas visible depuis son lieu de résidence. Il demeura méconnu des Européens jusqu'au voyage de Magellan au XVIᵉ siècle . La galaxie d'Andromède fut ensuite observée indépendamment par Simon Marius en 1612

En 1734, le philosophe Emanuel Swedenborg, dans ses Principia, émit l'hypothèse de l'existence d'autres galaxies extragalactiques, regroupées en amas galactiques, minuscules portions de l'univers s'étendant bien au-delà de ce qui est observable. Les idées de Swedenborg « sont remarquablement proches des conceptions actuelles du cosmos » . En 1745, Pierre Louis Maupertuis conjectura que certains objets semblables à des nébuleuses étaient des amas d'étoiles aux propriétés uniques, notamment une luminosité supérieure à celle de leurs étoiles individuelles, et reprit l'idée de Johannes Hevelius selon laquelle ces points brillants étaient massifs et aplatis par leur rotation . En 1750, Thomas Wright émit l'hypothèse, juste, que la Voie lactée était un disque aplati d'étoiles et que certaines nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des Voies lactées distinctes

Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier a compilé un catalogue recensant les 109 objets célestes les plus brillants d'apparence nébuleuse. Par la suite, William Herschel a établi un catalogue de 5 000 nébuleuses. En 1845, Lord Rosse a examiné les nébuleuses cataloguées par Herschel et a observé la structure spirale de l'objet M51 de Messier , aujourd'hui connue sous le nom de Galaxie du Tourbillon.

En 1912, Vesto M. Slipher réalisa des études spectrographiques des nébuleuses spirales les plus brillantes afin de déterminer leur composition. Slipher découvrit que ces nébuleuses présentaient d'importants décalages Doppler , indiquant qu'elles se déplaçaient à une vitesse supérieure à celle des étoiles qu'il avait mesurées. Il constata que la majorité de ces nébuleuses s'éloignaient de nous.

En 1917, Heber Doust Curtis observa la nova S Andromedae au sein de la « Grande Nébuleuse d'Andromède », nom donné alors à la galaxie d'Andromède (objet Messier M31 ). En consultant les archives photographiques, il découvrit onze autres novae . Curtis remarqua que ces novae étaient, en moyenne, dix magnitudes plus faibles que celles présentes dans cette galaxie. Il put ainsi estimer la distance à 150 000 parsecs . Il devint un fervent défenseur de l'hypothèse des « univers-îles », selon laquelle les nébuleuses spirales sont en réalité des galaxies indépendantes.

En 1920, un débat eut lieu entre Harlow Shapley et Heber Curtis , le Grand Débat , concernant la nature de la Voie lactée, des nébuleuses spirales et les dimensions de l'univers. Pour étayer son affirmation selon laquelle la Grande Nébuleuse d'Andromède est une galaxie externe, Curtis nota l'apparition de bandes sombres ressemblant aux nuages ​​de poussière de la Voie lactée, ainsi que le décalage Doppler significatif.

En 1922, l' astronome estonien Ernst Öpik a déterminé la distance de la nébuleuse d'Andromède, confirmant ainsi la théorie selon laquelle il s'agit d'un objet extragalactique lointain. Grâce au nouveau télescope de 2,54 mètres (100 pouces) du Mont Wilson , Edwin Hubble a pu distinguer les parties extérieures de certaines nébuleuses spirales comme des amas d'étoiles individuelles et identifier des céphéides , ce qui lui a permis d'estimer leur distance : elles étaient bien trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. En 1926, Hubble a établi une classification de la morphologie galactique qui est encore utilisée aujourd'hui.

Cette image ultraviolette d' Andromède montre des régions bleues contenant de jeunes étoiles massives.

Les progrès en astronomie ont toujours été motivés par la technologie. Après des siècles de succès en astronomie optique , les dernières décennies ont vu des progrès majeurs dans d'autres régions du spectre électromagnétique .

La poussière présente dans le milieu interstellaire est opaque à la lumière visible. Elle est plus transparente à l' infrarouge lointain , ce qui permet d'observer avec une grande précision les régions internes des nuages ​​moléculaires géants et des noyaux galactiques . L'infrarouge est également utilisé pour observer des galaxies lointaines, décalées vers le rouge, qui se sont formées beaucoup plus tôt. La vapeur d'eau et le dioxyde de carbone absorbent une partie utile du spectre infrarouge ; c'est pourquoi des télescopes situés à haute altitude ou dans l'espace sont utilisés pour l'astronomie infrarouge .

La première étude non visuelle des galaxies, notamment des galaxies actives, a été réalisée à l'aide des radiofréquences . L'atmosphère terrestre est presque transparente aux ondes radio entre 5 MHz et 30 GHz. L' ionosphère bloque les signaux en dessous de cette gamme. La combinaison de plusieurs radiotélescopes permet, par interférométrie à très longue base, de cartographier les jets actifs émis par les noyaux actifs.

Les télescopes ultraviolets et à rayons X permettent d'observer des phénomènes galactiques de haute énergie. Des éruptions ultraviolettes sont parfois observées lorsqu'une étoile d'une galaxie lointaine est déchirée par les forces de marée d'un trou noir proche. La distribution du gaz chaud dans les amas galactiques peut être cartographiée grâce aux rayons X. L'existence de trous noirs supermassifs au cœur des galaxies a été confirmée par l'astronomie des rayons X.

En 1944, Hendrik van de Hulst prédit que le rayonnement micro-ondes d' une longueur d'onde de 21 cm émis par l' hydrogène atomique interstellaire serait détectable ; il fut observé en 1951. Ce rayonnement n'étant pas affecté par l'absorption de la poussière, son décalage Doppler permet de cartographier le mouvement du gaz dans cette galaxie. Ces observations ont conduit à l'hypothèse d'une structure en barre rotative au centre de cette galaxie . Grâce à l'amélioration des radiotélescopes , la présence d'hydrogène a également pu être détectée dans d'autres galaxies. Dans les années 1970, Vera Rubin mit en évidence un écart entre la vitesse de rotation galactique observée et celle prédite par la masse visible des étoiles et du gaz. Aujourd'hui, on pense que le problème de la rotation des galaxies s'explique par la présence de grandes quantités de matière noire invisible .

À partir des années 1990, le télescope spatial Hubble a permis d'améliorer les observations. Ses données ont notamment contribué à établir que la matière noire manquante dans cette galaxie ne pouvait pas être constituée uniquement d'étoiles intrinsèquement faibles et petites. Le champ profond de Hubble , une exposition extrêmement longue d'une partie relativement vide du ciel, a fourni la preuve qu'il y a environ 125 milliards (1,25 × 10¹¹ galaxies dans l'univers observable. L'amélioration des technologies de détection des spectres invisibles à l'œil nu (radiotélescopes, caméras infrarouges et télescopes ^à rayons X ) permet de détecter d'autres galaxies non détectées par Hubble. En particulier, les relevés effectués dans la zone d'évitement (la région du ciel occultée aux longueurs d'onde de la lumière visible par la Voie lactée) ont révélé de nombreuses nouvelles galaxies.

Une étude de 2016 publiée dans The Astrophysical Journal , dirigée par Christopher Conselice de l' Université de Nottingham , a analysé de nombreuses sources de données pour estimer que l'univers observable (jusqu'à z=8) contenait au moins deux billions (2 × 10¹² galaxies, soit 10 fois plus que celles observées directement sur les images de Hubble . ^[ Cependant, des observations ultérieures effectuées par la sonde spatiale New Horizons depuis l'extérieur du faisceau zodiacal ont révélé moins de lumière optique cosmique que Conselice tout en suggérant que des galaxies ne sont pas détectées par les observations directes.

On distingue trois grands types de galaxies : elliptiques, spirales et irrégulières. La séquence de Hubble offre une description plus détaillée de ces types, basée sur leur apparence . Toutefois, comme elle repose exclusivement sur la morphologie visuelle (forme), elle peut ne pas prendre en compte certaines caractéristiques importantes, telles que le taux de formation d’étoiles dans les galaxies à sursauts de formation d’étoiles et l’activité au cœur des galaxies actives .

On pense que de nombreuses galaxies abritent un trou noir supermassif en leur centre. C’est le cas de la Voie lactée, dont la région centrale est appelée le centre galactique .

Le système de classification de Hubble classe les galaxies elliptiques selon leur ellipticité, allant de E0 (quasi sphérique) à E7 (très allongée). Ces galaxies ont un profil ellipsoïdal , ce qui leur confère une apparence elliptique quel que soit l'angle d'observation. Leur structure est peu marquée et elles contiennent généralement peu de matière interstellaire . Par conséquent, ces galaxies présentent également une faible proportion d' amas ouverts et un taux de formation d'étoiles réduit. Elles sont plutôt dominées par des étoiles généralement plus âgées et plus évoluées , orbitant autour du centre de gravité commun dans des directions aléatoires. Ces étoiles contiennent de faibles abondances d'éléments lourds car la formation d'étoiles cesse après la phase initiale. En ce sens, elles présentent certaines similitudes avec les amas globulaires , beaucoup plus petits .

Les plus grandes galaxies sont les galaxies de type cD. Décrites pour la première fois en 1964 par Thomas A. Matthews et al. , elles constituent un sous-type de la classe plus générale des galaxies D, qui sont des galaxies elliptiques géantes, à la différence qu'elles sont beaucoup plus grandes. Communément appelées galaxies elliptiques supergéantes , elles représentent les galaxies les plus grandes et les plus lumineuses connues. Ces galaxies présentent un noyau elliptique central entouré d'un halo d'étoiles étendu et peu lumineux, s'étendant sur des échelles de plusieurs mégaparsecs . La luminosité de leur surface, en fonction de leur rayon (ou distance au noyau), décroît plus lentement que celle des galaxies plus petites

La formation de ces galaxies cD demeure un domaine de recherche actif, mais le modèle dominant postule qu'elles résultent de la fusion de galaxies plus petites au sein d'amas denses, voire même en dehors d'amas présentant des surdensités aléatoires. Ces processus sont à l'origine de la formation de groupes ou d'amas fossiles, où une grande galaxie elliptique supergéante, relativement isolée, se trouve au centre de l'amas et est entourée d'un vaste nuage de rayons X, résidu de ces collisions galactiques. Un autre modèle, plus ancien, postule le phénomène de de refroidissement , où les gaz chauffés des amas s'effondrent vers leur centre en se refroidissant, formant ainsi des étoiles. Ce phénomène a été observé dans des amas tels que Persée [ et plus récemment dans l' amas du Phénix .

Une galaxie en coquille est un type de galaxie elliptique dont les étoiles du halo sont disposées en coquilles concentriques. Environ un dixième des galaxies elliptiques présentent une structure en coquille, jamais observée dans les galaxies spirales. On pense que ces structures se forment lorsqu'une galaxie plus massive absorbe une galaxie compagne plus petite : à mesure que les centres des deux galaxies se rapprochent, ils se mettent à osciller autour d'un point central, et cette oscillation crée des ondulations gravitationnelles qui forment les coquilles d'étoiles, semblables aux rides à la surface de l'eau. Par exemple, la galaxie NGC 3923 possède plus de 20 coquilles.

Les galaxies spirales ressemblent à des moulins à vent en spirale . Bien que les étoiles et autres matières visibles contenues dans une telle galaxie se trouvent principalement sur un plan, la majorité de la masse des galaxies spirales se trouve dans un halo de matière noire plus ou moins sphérique qui s'étend au-delà de la composante visible, comme le démontre le concept de courbe de rotation universelle.

Les galaxies spirales sont constituées d'un disque en rotation d'étoiles et de milieu interstellaire, ainsi que d'un bulbe central composé généralement d'étoiles plus anciennes. Des bras relativement brillants s'étendent depuis ce bulbe . Dans la classification de Hubble, les galaxies spirales sont de type S , suivi d'une lettre ( a , b ou c ) indiquant le degré de resserrement des bras spiraux et la taille du bulbe central. Une galaxie Sa possède des bras serrés et mal définis, et un noyau relativement étendu. À l'opposé, une galaxie Sc présente des bras ouverts et bien définis, et un petit noyau. Une galaxie aux bras mal définis est parfois qualifiée de spirale floconneuse , par opposition à la spirale à grands bras, qui possède des bras spiraux proéminents et bien définis. La ​​vitesse de rotation d'une galaxie serait corrélée à la planéité de son disque : certaines galaxies spirales ont un bulbe épais, tandis que d'autres ont un bulbe fin et dense.

Dans les galaxies spirales, les bras spiraux présentent la forme de spirales logarithmiques approximatives , un motif qui, théoriquement, résulte d'une perturbation au sein d'une masse d'étoiles en rotation uniforme. À l'instar des étoiles, les bras spiraux tournent autour du centre, mais à vitesse angulaire constante . On pense que les bras spiraux sont des zones de matière à haute densité, ou « ondes de densité » . Lorsqu'une étoile traverse un bras, la vitesse spatiale de chaque système stellaire est modifiée par la force gravitationnelle de la densité plus élevée. (La vitesse retrouve sa valeur normale une fois les étoiles passées de l'autre côté du bras.) Cet effet est comparable à une « vague » de ralentissements se propageant sur une autoroute. Les bras sont visibles car la haute densité favorise la formation d'étoiles ; ils abritent donc de nombreuses étoiles brillantes et jeunes

La plupart des galaxies spirales, y compris la Voie lactée , possèdent une barre d'étoiles linéaire qui s'étend de part et d'autre du noyau, puis se fond dans la structure des bras spiraux. Dans la classification de Hubble, ces barres sont désignées par SB , suivi d'une lettre minuscule ( a , b ou c ) indiquant la forme des bras spiraux (de la même manière que pour la catégorisation des galaxies spirales classiques). On pense que les barres sont des structures temporaires qui peuvent se former suite à une onde de densité se propageant depuis le noyau, ou encore en raison d'une interaction de marée avec une autre galaxie. De nombreuses galaxies spirales barrées sont actives, probablement en raison du gaz canalisé vers le noyau le long des bras.

La Voie lactée est une grande galaxie spirale barrée en forme de disque d'environ 30 kiloparsecs de diamètre et d'un kiloparsec d'épaisseur. Elle contient environ deux cents milliards (2×10 ¹¹ ) d'étoiles et a une masse totale d'environ six cents milliards (6×10 ¹¹ ) de fois la masse du Soleil.

Des chercheurs ont récemment décrit des galaxies appelées spirales superluminueuses. Ces galaxies sont très grandes, avec un diamètre vertical de 437 000 années-lumière (contre 87 400 années-lumière pour la Voie lactée). Avec une masse de 340 milliards de masses solaires, elles génèrent une quantité importante de lumière ultraviolette et infrarouge moyenne. On estime que leur taux de formation d'étoiles est environ 30 fois supérieur à celui de la Voie lactée.

• Les galaxies particulières sont des formations galactiques qui développent des propriétés inhabituelles en raison des interactions de marée avec d'autres galaxies.
  • Une galaxie annulaire possède une structure en forme d'anneau composée d'étoiles et de milieu interstellaire entourant un noyau nu. On pense qu'une galaxie annulaire se forme lorsqu'une galaxie plus petite traverse le noyau d'une galaxie spirale. Un tel événement pourrait avoir affecté la galaxie d'Andromède , car elle présente une structure à anneaux multiples lorsqu'elle est observée en infrarouge .
• Une galaxie lenticulaire est une forme intermédiaire qui possède des propriétés à la fois des galaxies elliptiques et spirales. Celles-ci sont classées comme de type Hubble S0 et possèdent des bras spiraux mal définis avec un halo elliptique d'étoiles ( les galaxies lenticulaires barrées reçoivent la classification Hubble SB0).
• Les galaxies irrégulières sont des galaxies qui ne peuvent pas être facilement classées selon leur morphologie elliptique ou spirale.
  • Une galaxie Irr-I possède une certaine structure, mais ne correspond pas parfaitement au schéma de classification de Hubble.
  • Les galaxies Irr-II ne possèdent aucune structure correspondant à la classification de Hubble et pourraient avoir été perturbées. Les Nuages ​​de Magellan constituent des exemples proches de galaxies irrégulières (naines) .

• Une galaxie sombre ou « ultra-diffuse » est une galaxie de très faible luminosité. Elle peut avoir la même taille que la Voie lactée, mais ne posséder qu'un pour cent du nombre d'étoiles visibles de celle-ci. Plusieurs mécanismes de formation de ce type de galaxie ont été proposés, et il est possible que différentes galaxies sombres se soient formées par différents moyens. Une explication possible de cette faible luminosité est que la galaxie a perdu son gaz de formation d'étoiles à un stade précoce, ce qui a engendré des populations stellaires âgées.

Malgré l'importance des grandes galaxies elliptiques et spirales, la plupart des galaxies sont des galaxies naines. Elles sont relativement petites comparées aux autres formations galactiques, leur taille représentant environ un centième de celle de la Voie lactée, et elles ne contiennent que quelques milliards d'étoiles. Les galaxies naines compactes bleues renferment de grands amas d' étoiles jeunes, chaudes et massives . Des galaxies naines ultracompactes, d'un diamètre de seulement 100 parsecs, ont été découvertes.

De nombreuses galaxies naines peuvent orbiter autour d'une seule galaxie plus grande ; la Voie lactée compte au moins une douzaine de satellites de ce type, et on estime qu'il en reste entre 300 et 500 à découvrir. La plupart des informations dont nous disposons sur les galaxies naines proviennent d'observations du Groupe local , qui comprend deux galaxies spirales, la Voie lactée et Andromède, ainsi que de nombreuses galaxies naines. Ces dernières sont classées en deux catégories : les galaxies irrégulières et les galaxies elliptiques / sphéroïdales naines .

Une étude portant sur 27 galaxies voisines de la Voie lactée a révélé que dans toutes les galaxies naines, la masse centrale est d'environ 10 millions de masses solaires , qu'elles contiennent des milliers ou des millions d'étoiles. Ceci suggère que les galaxies sont principalement formées de matière noire et que la taille minimale pourrait indiquer une forme de matière noire chaude incapable de coalescence gravitationnelle à plus petite échelle.

Les interactions entre galaxies sont relativement fréquentes et peuvent jouer un rôle important dans l'évolution galactique . Les quasi-collisions entre galaxies entraînent des déformations dues aux interactions de marée et peuvent provoquer des échanges de gaz et de poussière. Les collisions se produisent lorsque deux galaxies se croisent directement et possèdent une quantité de mouvement relative suffisante pour ne pas fusionner. Les étoiles des galaxies en interaction n'entrent généralement pas en collision, mais le gaz et la poussière qu'elles contiennent interagissent, déclenchant parfois la formation d'étoiles. Une collision peut fortement déformer la forme des galaxies, formant des barres, des anneaux ou des structures en forme de queue.

À l'extrême des interactions se trouvent les fusions galactiques, où les quantités de mouvement relatives des galaxies sont insuffisantes pour leur permettre de se traverser. Elles fusionnent alors progressivement pour former une seule galaxie, plus grande. Les fusions peuvent entraîner des modifications importantes de la morphologie originelle des galaxies. Si l'une des galaxies est beaucoup plus massive que l'autre, on parle de cannibalisme galactique : la galaxie la plus massive reste relativement intacte, tandis que la plus petite est déchiquetée. La Voie lactée est actuellement en train d'absorber la galaxie elliptique naine du Sagittaire et la galaxie naine du Grand Chien .

Les étoiles se forment au sein des galaxies à partir d'une réserve de gaz froid qui constitue d'immenses nuages ​​moléculaires . Certaines galaxies présentent un rythme de formation d'étoiles exceptionnel, phénomène appelé sursaut de formation d' étoiles . Si ce rythme se poursuit, elles épuiseront leur réserve de gaz en un laps de temps inférieur à la durée de vie de la galaxie. C'est pourquoi une telle activité ne dure généralement qu'une dizaine de millions d'années, une période relativement brève dans l'histoire d'une galaxie. Les galaxies à sursaut de formation d'étoiles étaient plus fréquentes aux premiers âges de l'Univers , mais contribuent encore aujourd'hui à hauteur d'environ 15 % à la production totale d'étoiles

Les galaxies à sursauts de formation d'étoiles sont caractérisées par des concentrations de gaz poussiéreux et l'apparition d'étoiles nouvellement formées, notamment des étoiles massives qui ionisent les nuages ​​environnants pour créer des régions H II . Ces étoiles produisent des explosions de supernova , créant des restes en expansion qui interagissent fortement avec le gaz environnant. Ces sursauts déclenchent une réaction en chaîne de formation d'étoiles qui se propage dans toute la région gazeuse. L'activité ne cesse que lorsque le gaz disponible est presque entièrement consommé ou dispersé.

Les sursauts de formation d'étoiles sont souvent associés à la fusion ou à l'interaction de galaxies. L'exemple type d'une telle interaction est M82 , qui a connu une rencontre rapprochée avec la galaxie plus grande M81 . Les galaxies irrégulières présentent souvent des nœuds espacés d'activité de sursauts de formation d'étoiles.

Une radiogalaxie est une galaxie possédant de vastes régions d'émission radio s'étendant bien au-delà de sa structure visible. Ces lobes radio énergétiques sont alimentés par les jets de son noyau galactique actif . Les radiogalaxies sont classées selon la classification de Fanaroff-Riley . Les galaxies de classe FR I présentent une luminosité radio plus faible et des structures plus allongées ; celles de classe FR II ont une luminosité radio plus élevée. La corrélation entre la luminosité radio et la structure suggère que les sources de ces deux types de galaxies pourraient différer.

Les radiogalaxies peuvent également être classées en radiogalaxies géantes (GRG), dont les émissions radio peuvent s'étendre sur des échelles de plusieurs mégaparsecs (3,26 millions d'années-lumière). Alcyoneus est une radiogalaxie de classe FR II à faible excitation qui présente la plus grande émission radio observée, avec des structures lobées s'étendant sur 5 mégaparsecs (16 × 10⁶ ^années -lumière ). À titre de comparaison, une autre radiogalaxie géante de taille similaire est 3C 236 , dont les lobes mesurent 15 millions d'années-lumière de diamètre. Il convient toutefois de noter que les émissions radio ne sont pas toujours considérées comme faisant partie de la galaxie principale elle-même.

Une radiogalaxie géante est une classe particulière d'objets caractérisée par la présence de lobes radio générés par des jets relativistes alimentés par le trou noir supermassif de la galaxie centrale . Les radiogalaxies géantes se distinguent des radiogalaxies ordinaires par leur taille, qui peut atteindre plusieurs mégaparsecs de diamètre, bien supérieure à celle de leur galaxie hôte.

Une radiogalaxie « normale » est définie comme une galaxie dont la source d'énergie radio n'est ni un trou noir supermassif ni une étoile à neutrons monstrueuse ; ses émissions proviennent plutôt du rayonnement synchrotron produit par des électrons relativistes accélérés par une supernova. Ces sources ont une durée de vie relativement courte, ce qui fait du spectre radio des radiogalaxies normales un outil particulièrement efficace pour étudier la formation des étoiles.

Certaines galaxies observables sont qualifiées d’« actives » si elles contiennent un noyau galactique actif (AGN). Une part importante de l’énergie totale émise par la galaxie provient du noyau actif, et non de ses étoiles, de la poussière ou du milieu interstellaire . Il existe plusieurs systèmes de classification et de dénomination pour les AGN, mais ceux dont la luminosité est faible sont appelés galaxies de Seyfert , tandis que ceux dont la luminosité est bien supérieure à celle de la galaxie hôte sont connus sous le nom d’objets quasi-stellaires ou quasars . Les modèles d’AGN suggèrent qu’une fraction significative de leur lumière est décalée vers les fréquences infrarouges lointaines, car l’émission optique et ultraviolette du noyau est absorbée puis réémise par la poussière et le gaz environnants.

Le modèle standard d'un noyau galactique actif (AGN) repose sur un disque d'accrétion qui se forme autour d'un trou noir supermassif (SMBH) dans la région centrale de la galaxie. Le rayonnement d'un AGN résulte de l' énergie gravitationnelle de la matière qui tombe du disque vers le trou noir. La ​​luminosité de l'AGN dépend de la masse du SMBH et du taux d'accrétion de matière. Dans environ 10 % de ces galaxies, une paire de jets énergétiques diamétralement opposés éjecte des particules du noyau galactique à des vitesses proches de celle de la lumière . Le mécanisme de production de ces jets reste encore mal compris.

Les galaxies de Seyfert constituent, avec les quasars, l'un des deux plus grands groupes de galaxies actives. Elles possèdent des noyaux semblables à ceux des quasars (sources très lumineuses, distantes et brillantes de rayonnement électromagnétique) avec une brillance de surface très élevée ; mais contrairement aux quasars, leurs galaxies hôtes sont clairement détectables. Observée au télescope, une galaxie de Seyfert apparaît comme une galaxie ordinaire avec une étoile brillante superposée au noyau. Les galaxies de Seyfert sont divisées en deux sous-types principaux selon les fréquences observées dans leurs spectres.

Les quasars sont les membres les plus énergétiques et les plus éloignés des noyaux galactiques actifs. Extrêmement lumineux, ils ont d'abord été identifiés comme des sources d'énergie électromagnétique à haut décalage vers le rouge, incluant les ondes radio et la lumière visible, qui ressemblent davantage à des étoiles qu'à des sources étendues semblables à des galaxies. Leur luminosité peut atteindre 100 fois celle de la Voie lactée. Le quasar connu le plus proche, Markarian 231 , se situe à environ 581 millions d'années-lumière de la Terre, tandis que d'autres ont été découverts jusqu'à des distances aussi éloignées que UHZ1 , à environ 13,2 milliards d'années-lumière. Les quasars sont remarquables car ils ont fourni la première démonstration du phénomène selon lequel la gravité peut agir comme une lentille pour la lumière .

Les blazars sont considérés comme des galaxies actives possédant un jet relativiste dirigé vers la Terre. Une radiogalaxie émet des radiofréquences à partir de jets relativistes. Un modèle unifié de ces types de galaxies actives explique leurs différences en fonction de la position de l'observateur.

Les régions d'émission nucléaire à faible ionisation (LINER) sont potentiellement liées aux noyaux galactiques actifs (ainsi qu'aux régions de formation d'étoiles ). L'émission des galaxies de type LINER est dominée par des éléments faiblement ionisés . Parmi les sources d'excitation des raies faiblement ionisées figurent les étoiles post- AGB , les noyaux actifs de galaxies (AGN) et les chocs. Environ un tiers des galaxies proches sont classées comme contenant des noyaux LINER.

Les galaxies infrarouges lumineuses (LIRG) sont des galaxies dont la luminosité (mesure de la puissance électromagnétique émise) dépasse 10¹¹ ^L☉ (luminosité solaire). Dans la plupart des cas, leur énergie provient principalement d'un grand nombre de jeunes étoiles qui chauffent la poussière environnante, laquelle réémet cette énergie dans l'infrarouge. Une luminosité suffisante pour être qualifiée de LIRG requiert un taux de formation stellaire d'au moins 18 M☉ an⁻¹ ^. Les galaxies infrarouges ultralumineuses (ULIRG) sont au moins dix fois plus lumineuses et forment des étoiles à des taux supérieurs à 180 M☉ an⁻¹ ^. De nombreuses LIRG émettent également un rayonnement provenant d'un noyau galactique actif (AGN). Les galaxies infrarouges émettent plus d'énergie dans l'infrarouge que dans toutes les autres longueurs d'onde réunies, avec un pic d'émission généralement situé entre 60 et 100 microns. On pense que les LIRG se forment par l'interaction forte et la fusion de galaxies spirales. Bien que peu fréquentes dans l'univers local, les LIRG et les ULIRGS étaient plus répandues lorsque l'univers était plus jeune.

Par nature, les galaxies n'ont pas de limite définie et se caractérisent par une densité stellaire qui diminue progressivement avec la distance à leur centre, ce qui rend difficile la mesure de leur taille réelle. Néanmoins, au cours des dernières décennies, les astronomes ont établi plusieurs critères pour définir la taille des galaxies.

Dès 1936 , à l'époque d' Edwin Hubble , des tentatives ont été faites pour caractériser les diamètres des galaxies. Les premiers efforts étaient basés sur l'angle observé sous-tendu par la galaxie et sa distance estimée, ce qui a permis d'obtenir un diamètre angulaire (également appelé « diamètre métrique »).

Le diamètre isophote est une méthode conventionnelle pour mesurer la taille d'une galaxie à partir de sa brillance de surface apparente. Les isophotes sont des courbes, sur un diagramme (par exemple, une image de galaxie), reliant des points de brillance égale ; elles permettent de définir l'étendue de la galaxie. Le flux de brillance apparente d'une galaxie est mesuré en magnitudes par seconde d'arc carrée (mag/arcsec² ^; parfois exprimé en mag arcsec⁻² ⁾ , ce qui définit la profondeur de brillance de l'isophote. À titre d'exemple, une galaxie typique présente un flux de brillance de 18 mag/arcsec² ^dans sa région centrale. Cette brillance correspond à la lumière d'un objet ponctuel hypothétique de magnitude 18 (comme une étoile) répartie uniformément sur une surface d'une seconde d'arc carrée dans le ciel. Le diamètre isophotal est généralement défini comme la région englobant toute la lumière jusqu'à 25 mag/arcsec ² dans la bande B bleue , qui est alors appelée norme D _25.

Le rayon à mi-luminosité (également appelé rayon effectif ; Re ₎ est une mesure basée sur le flux de luminosité total de la galaxie. Il s'agit du rayon à partir duquel la moitié, soit 50 %, du flux de luminosité total de la galaxie est émise. Ce concept a été proposé pour la première fois par Gérard de Vaucouleurs en 1948 Le choix de 50 % était arbitraire, mais s'est avéré utile dans des travaux ultérieurs, notamment ceux de R.A. Fish en 1963 , qui a établi une loi de concentration de luminosité reliant les luminosités des galaxies elliptiques à leurs Re respectifs _, et ceux de José Luis Sérsic en 1968 , qui a défini une relation masse-rayon pour les galaxies

Pour définir Re _, il est nécessaire de prendre en compte le flux de luminosité global de la galaxie. Une méthode employée par Bershady en 2000 suggère de mesurer deux fois la taille pour laquelle le flux de luminosité d'un rayon arbitrairement choisi, défini comme le flux local, divisé par le flux moyen global est égal à 0,2. L'utilisation du rayon à mi-luminosité permet une estimation approximative de la taille d'une galaxie, mais n'est pas particulièrement utile pour déterminer sa morphologie.

Il existe des variantes de cette méthode. En particulier, dans le catalogue des galaxies ESO-Uppsala, des valeurs de 50 %, 70 % et 90 % de la lumière bleue totale (la lumière détectée à travers un filtre spécifique de la bande B) ont été utilisées pour calculer le diamètre d'une galaxie.

Décrite initialement par Vahe Petrosian en 1976 , une version modifiée de cette méthode a été utilisée par le Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Cette méthode repose sur un modèle mathématique d'une galaxie dont le rayon est déterminé par le profil moyen azimutal (horizontal) de son flux de brillance. Plus précisément, le SDSS a utilisé la magnitude de Petrosian dans la bande R (658 nm, dans la partie rouge du spectre visible) afin de maximiser la capture du flux de brillance d'une galaxie tout en compensant les effets du bruit de fond. Pour une galaxie dont le profil de brillance est exponentiel, on s'attend à capturer la totalité de son flux de brillance, et 80 % pour les galaxies dont le profil suit la loi de de Vaucouleurs .

Les magnitudes de Petrosian ont l'avantage d'être indépendantes du décalage vers le rouge et de la distance, permettant la mesure de la taille apparente de la galaxie puisque le rayon de Petrosian est défini en fonction du flux lumineux global de la galaxie.

Une critique d'une version antérieure de cette méthode a été publiée par l' Infrared Processing and Analysis Center , soulignant que cette méthode induisait une erreur d'une ampleur supérieure (jusqu'à 10 %) à celle obtenue avec le diamètre isophotique. L'utilisation des magnitudes de Petrosian présente également l'inconvénient de ne pas détecter la majeure partie de la lumière située en dehors de l'ouverture de Petrosian, définie par rapport au profil de luminosité global de la galaxie, notamment pour les galaxies elliptiques, dont le rapport signal sur bruit est plus élevé aux grandes distances et aux grands décalages vers le rouge . Une correction de cette méthode a été proposée par Graham et al. en 2005, fondée sur l'hypothèse que les galaxies suivent la loi de Sérsic .

Cette méthode a été utilisée par 2MASS comme adaptation des méthodes de mesure isophotales précédemment employées. 2MASS opérant dans le proche infrarouge, qui présente l'avantage de pouvoir détecter des étoiles plus faibles, plus froides et plus âgées, son approche diffère de celle des autres méthodes utilisant généralement un filtre B. Le détail de la méthode employée par 2MASS a été décrit en profondeur dans un document de Jarrett et al. , le relevé ayant mesuré plusieurs paramètres.

L'ellipse d'ouverture standard (zone de détection) est définie par l'isophote infrarouge de la bande _Kα ( longueur d'onde d'environ 2,2 μm) de 20 mag/arcsec² ^. La collecte du flux lumineux total de la galaxie a été employée par au moins quatre méthodes : la première consiste en une ouverture circulaire s'étendant sur 7 secondes d'arc à partir du centre, une isophote à 20 mag/arcsec² ^, une ouverture « totale » définie par la distribution radiale de la lumière qui couvre l'étendue supposée de la galaxie, et l'ouverture de Kron (définie comme 2,5 fois le rayon du premier moment, une intégration du flux de l'ouverture « totale »).

Le sextuor de Seyfert est un exemple de groupe de galaxies compact.

Les relevés du ciel profond montrent que les galaxies se regroupent souvent en amas . Les galaxies solitaires, n'ayant pas interagi de manière significative avec d'autres galaxies de masse comparable au cours des derniers milliards d'années, sont relativement rares. Environ 5 % seulement des galaxies recensées sont isolées au sens strict. Cependant, elles ont pu interagir, voire fusionner, avec d'autres galaxies par le passé, et peuvent encore être orbitées par de plus petites galaxies satellites.

À l'échelle cosmique, l'Univers est en expansion continue, ce qui entraîne une augmentation moyenne de la distance entre les galaxies (voir la loi de Hubble ). Les associations de galaxies peuvent compenser cette expansion à l'échelle locale grâce à leur attraction gravitationnelle mutuelle. Ces associations se sont formées très tôt, lorsque des amas de matière noire ont rapproché leurs galaxies respectives. Les groupes voisins ont ensuite fusionné pour former des amas plus vastes. Ce processus de fusion continu, ainsi qu'un afflux de gaz en chute libre, chauffe le gaz intergalactique d'un amas à des températures très élevées, de l'ordre de 30 à 100 mégakelvins . Environ 70 à 80 % de la masse d'un amas est constituée de matière noire, 10 à 30 % de ce gaz chauffé et les quelques pourcents restants de galaxies.

La plupart des galaxies sont liées gravitationnellement à plusieurs autres galaxies. Celles-ci forment une distribution hiérarchique fractale de structures regroupées, les plus petites associations étant appelées groupes. Un groupe de galaxies est le type d'amas galactique le plus courant ; ces formations contiennent la majorité des galaxies (ainsi que la plus grande partie de la masse baryonique ) de l'Univers. Pour rester liées gravitationnellement à un tel groupe, chaque galaxie membre doit avoir une vitesse suffisamment faible pour l'empêcher de s'en échapper (voir le théorème du viriel ). Cependant, si l'énergie cinétique est insuffisante , le groupe peut évoluer et se fragmenter en un nombre plus restreint de galaxies par fusion.

Les amas de galaxies sont constitués de centaines, voire de milliers de galaxies liées par la gravité. Ces amas sont souvent dominés par une seule galaxie elliptique géante, appelée galaxie la plus brillante de l'amas , qui, au fil du temps, détruit ses galaxies satellites par effet de marée et ajoute leur masse à la sienne.

Les superamas contiennent des dizaines de milliers de galaxies, regroupées en amas, en groupes et parfois isolées. À l' échelle du superamas , les galaxies sont organisées en nappes et en filaments entourant de vastes vides cosmiques. Au-delà de cette échelle, l'univers semble uniforme dans toutes les directions ( isotrope et homogène ), bien que cette notion ait été remise en question ces dernières années par de nombreuses découvertes de structures à grande échelle qui semblent dépasser cette échelle. Le Grand Mur d'Hercule-Couronne Boréale , actuellement la plus grande structure connue de l'univers, mesure 10 milliards d'années-lumière (trois gigaparsecs) de long.

La Voie lactée fait partie du Groupe local , un ensemble de galaxies relativement petit d'un diamètre d'environ un mégaparsec. La Voie lactée et la galaxie d'Andromède sont les deux galaxies les plus brillantes du groupe ; la plupart des autres galaxies membres sont des galaxies naines qui leur sont associées. Le Groupe local est lui-même une partie d'une structure nuageuse au sein du superamas de la Vierge , une vaste structure étendue de groupes et d'amas de galaxies centrée sur l' amas de la Vierge . Le superamas de la Vierge est, quant à lui, une portion du superamas de Laniakea .

Les galaxies possèdent leurs propres champs magnétiques . Le champ magnétique d'une galaxie influence sa dynamique de multiples façons, notamment en affectant la formation des bras spiraux et en transportant le moment angulaire dans les nuages ​​de gaz. Ce dernier effet est particulièrement important, car il est un facteur nécessaire à l'effondrement gravitationnel de ces nuages, et donc à la formation d'étoiles.

L' intensité moyenne typique du champ magnétique d'équipartition des galaxies spirales est d'environ 10 μG ( microgauss ) ou 1 nT ( nanotesla ). À titre de comparaison, le champ magnétique terrestre a une intensité moyenne d'environ 0,3 G (gauss) ou 30 μT ( microtesla ). Les galaxies radio-faibles comme M 31 et M33 , voisines de la Voie lactée , présentent des champs magnétiques plus faibles (environ 5 μG), tandis que les galaxies riches en gaz et à fort taux de formation d'étoiles, comme M 51, M 83 et NGC 6946, ont une intensité moyenne de 15 μG. Dans les bras spiraux proéminents, l'intensité du champ peut atteindre 25 μG, dans les régions où le gaz froid et la poussière sont également concentrés. Les champs magnétiques d'équipartition totaux les plus intenses (50 à 100 μG) ont été observés dans les galaxies à sursauts de formation d'étoiles , par exemple dans M 82 et les Antennes . et dans les régions de formation d'étoiles nucléaires, comme les centres de NGC 1097 et d'autres galaxies barrées .

Les modèles actuels de formation des galaxies dans l'Univers primordial sont basés sur le modèle ΛCDM . Environ 300 000 ans après le Big Bang , les atomes d' hydrogène et d'hélium ont commencé à se former, lors d'un phénomène appelé recombinaison . Presque tout l'hydrogène était neutre (non ionisé) et absorbait facilement la lumière ; aucune étoile ne s'était encore formée. C'est pourquoi cette période est appelée « âge sombre ». C'est à partir des fluctuations de densité (ou irrégularités anisotropes ) de cette matière primordiale que des structures plus importantes ont commencé à apparaître. Ainsi, des masses de matière baryonique ont commencé à se condenser au sein de halos de matière noire froide . Ces structures primordiales ont permis aux gaz de se condenser en protogalaxies , de vastes nuages ​​de gaz précurseurs des premières galaxies.

Lorsque du gaz est attiré par la gravité des halos de matière noire, sa pression et sa température augmentent. Pour se condenser davantage, le gaz doit rayonner de l'énergie. Ce processus était lent dans l'Univers primordial, dominé par les atomes et les molécules d'hydrogène, qui sont de faibles émetteurs d'énergie comparés aux éléments plus lourds. À mesure que des amas de gaz s'agrègent pour former des disques en rotation, la température et la pression continuent d'augmenter. En certains endroits du disque, la densité devient suffisamment élevée pour que des étoiles se forment.

Dès que les protogalaxies ont commencé à se former et à se contracter, les premières étoiles du halo , appelées étoiles de Population III , sont apparues en leur sein. Celles-ci étaient composées de gaz primordial, presque entièrement d'hydrogène et d'hélium. L'émission des premières étoiles chauffe le gaz restant, contribuant ainsi à déclencher la formation d'autres étoiles ; l'émission de lumière ultraviolette de la première génération d'étoiles réionise l'hydrogène neutre environnant dans des sphères en expansion, atteignant finalement l'univers entier, un phénomène appelé réionisation . Les étoiles les plus massives s'effondrent en violentes explosions de supernova , libérant des éléments lourds (« métaux ») dans le milieu interstellaire . Cette métallicité est incorporée dans les étoiles de Population II .

Les modèles théoriques de formation des galaxies primordiales ont été vérifiés et enrichis par un grand nombre d'observations astronomiques sophistiquées et variées. Les observations photométriques nécessitent généralement une confirmation spectroscopique en raison du grand nombre de mécanismes susceptibles d'introduire des erreurs systématiques. Par exemple, une observation photométrique à haut décalage vers le rouge (z ~ 16) réalisée par le télescope spatial James Webb (JWST) a été ultérieurement corrigée pour se rapprocher de z ~ 5. Néanmoins, les observations confirmées du JWST et d'autres observatoires s'accumulent, permettant une comparaison systématique des galaxies primordiales avec les prédictions théoriques.

La mise en évidence d'étoiles individuelles de Population III dans les galaxies primordiales est encore plus complexe. Même des preuves spectroscopiques apparemment confirmées peuvent avoir d'autres origines. Par exemple, des astronomes ont rapporté des preuves d'émission He _II pour des étoiles de Population III dans la galaxie Cosmos Redshift 7 , avec une valeur de décalage vers le rouge de 6,60. Des observations ultérieures ont révélé des raies d'émission métalliques, O _III , incompatibles avec une étoile de galaxie primordiale.

Une fois que les étoiles commencent à se former, à émettre des rayonnements et, dans certains cas, à exploser, le processus de formation des galaxies devient très complexe, impliquant des interactions entre les forces de gravité, de rayonnement et d'énergie thermique. De nombreux détails restent encore mal compris.

Dans les un milliard d'années qui suivent la formation d'une galaxie, des structures clés commencent à apparaître. Des amas globulaires , le trou noir supermassif central et un bulbe galactique composé d' étoiles de Population II pauvres en métaux se forment. La création d'un trou noir supermassif semble jouer un rôle essentiel dans la régulation active de la croissance des galaxies en limitant la quantité totale de matière supplémentaire ajoutée. Durant cette période primordiale, les galaxies connaissent une importante phase de formation d'étoiles.

Au cours des deux milliards d'années suivantes, la matière accumulée se condense en un disque galactique . Une galaxie continue d'absorber de la matière provenant de nuages ​​à grande vitesse et de galaxies naines tout au long de sa vie. Cette matière est principalement composée d'hydrogène et d'hélium. Le cycle de naissance et de mort des étoiles accroît lentement l'abondance des éléments lourds, permettant ainsi la formation de planètes .

Champ profond extrême de Hubble (XDF)

Champ de vision XDF comparé à la taille angulaire de la Lune . Plusieurs milliers de galaxies, chacune composée de milliards d' étoiles , sont visibles dans ce petit champ de vision.

Vue XDF (2012) : Chaque point lumineux est une galaxie, dont certaines ont jusqu'à 13,2 milliards d'années – l' univers observable contiendrait entre 200 milliards et deux billions de galaxies.

L'image XDF montre (de gauche à droite) des galaxies entièrement matures, des galaxies presque matures (de cinq à neuf milliards d'années) et des protogalaxies , resplendissantes de jeunes étoiles (au-delà de neuf milliards d'années).

Les taux de formation d'étoiles dans les galaxies dépendent de leur environnement local. Les galaxies isolées, dites « galaxies vides », présentent le taux le plus élevé par masse stellaire, les galaxies « galaxies de champ » associées aux galaxies spirales ont des taux plus faibles et les galaxies des amas denses ont les taux les plus faibles.

L'évolution des galaxies peut être fortement influencée par les interactions et les collisions. Les fusions de galaxies étaient fréquentes aux premiers temps de l'Univers, et la plupart des galaxies présentaient une morphologie particulière. Compte tenu des distances entre les étoiles, la grande majorité des systèmes stellaires dans les galaxies en collision restent inchangés. Cependant, l'arrachement gravitationnel du gaz et de la poussière interstellaires qui constituent les bras spiraux produit une longue traînée d'étoiles appelée queue de marée. On peut observer des exemples de ces formations dans NGC 4676 ou dans les galaxies des Antennes .

La Voie lactée et la galaxie d'Andromède, située à proximité, se rapprochent à environ 130 km/s et, selon leurs mouvements latéraux, pourraient entrer en collision dans cinq à six milliards d'années. Bien que la Voie lactée n'ait jamais percuté une galaxie aussi vaste qu'Andromède, elle a déjà fusionné avec d'autres galaxies par le passé. Des simulations cosmologiques indiquent qu'il y a 11 milliards d'années, elle a fusionné avec une galaxie particulièrement massive surnommée le Kraken .

De telles interactions à grande échelle sont rares. Avec le temps, les fusions de deux systèmes de taille égale deviennent moins fréquentes. La plupart des galaxies brillantes sont restées fondamentalement inchangées au cours des derniers milliards d'années, et le taux net de formation d'étoiles a probablement également atteint son maximum il y a environ dix milliards d'années.

Les galaxies spirales, comme la Voie lactée , produisent de nouvelles générations d'étoiles tant qu'elles possèdent des nuages ​​moléculaires denses d'hydrogène interstellaire dans leurs bras spiraux. Les galaxies elliptiques sont largement dépourvues de ce gaz et forment donc peu de nouvelles étoiles. La quantité de matière nécessaire à la formation d'étoiles est limitée ; une fois que les étoiles ont converti l'hydrogène disponible en éléments plus lourds, la formation de nouvelles étoiles cesse.

L'ère actuelle de formation d'étoiles devrait se poursuivre pendant une centaine d'années, puis l'« âge stellaire » prendra fin après environ dix à cent mille milliards d'années (10¹³ ^à 10¹⁴ ^ans ), lorsque les plus petites et les plus longues durées de vie des étoiles de l'univers observable, les minuscules naines rouges , commenceront à s'éteindre. À la fin de l'âge stellaire, les galaxies seront composées d' objets compacts : naines brunes , naines blanches en refroidissement ou « naines noires », étoiles à neutrons et trous noirs . Finalement, sous l'effet de la relaxation gravitationnelle , toutes les étoiles finiront par tomber dans des trous noirs supermassifs centraux ou seront éjectées dans l'espace intergalactique à la suite de collisions.