Caractéristiques des différents types de galaxies, y compris les taux de formation d'étoiles et l'évolution morphologique
En observant l'Univers, la diversité des galaxies est stupéfiante : des élégantes spirales parsemées de régions de formation d'étoiles, aux énormes "boules" elliptiques d'étoiles vieillissantes, jusqu'aux structures chaotiques et irrégulières, difficiles à définir simplement. Cette diversité a poussé les premiers astronomes à créer un système de classification reflétant à la fois les traits morphologiques externes et les liens évolutifs possibles.
Le schéma le plus fondamental est la "fourchette de réglage" de Hubble, proposée dans les années 1930 et ensuite complétée par diverses sous-catégorisations. Aujourd'hui, les astronomes utilisent encore ces grandes catégories — spirales, elliptiques et irrégulières — pour décrire les populations de galaxies. Cet article passe en revue les caractéristiques de chaque type, leurs propriétés de formation d'étoiles et leur possible évolution morphologique à l'échelle cosmique.
1. Contexte historique et « fourchette de réglage »
1.1 Schéma initial de Hubble
En 1926, Edwin Hubble publia un travail fondamental exposant la classification morphologique des galaxies [1]. Il disposa les galaxies en une « fourchette de réglage » :
- Elliptiques (E) à gauche — allant de presque circulaires (E0) à plus allongées (E7).
- Spirales (S) et Spirales barrées (SB) à droite — les non barrées d'une branche, les barrées de l'autre. Elles sont ensuite subdivisées selon la luminosité du noyau central et l'ouverture des bras (Sa, Sb, Sc, etc.).
- Lenticulaires (S0), situées entre elliptiques et spirales, possédant un disque mais sans structures spirales marquées.
Plus tard, d'autres astronomes (par ex., Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) ont amélioré le système de Hubble en ajoutant plus d'éléments morphologiques (par ex., structures annulaires, barres subtiles, spirales « floconneuses » ou larges).
1.2 « Fourchette de réglage » et hypothèse d'évolution
Au début, Hubble (bien que prudemment) suggérait que les elliptiques pourraient se transformer en spirales par un processus interne quelconque. Des études ultérieures ont généralement infirmé cette idée : selon la compréhension actuelle, cette classe reflète plutôt différentes voies de formation, bien que les fusions ou l'évolution séculaire puissent dans certains cas modifier la morphologie. La « fourchette de réglage » reste un outil descriptif solide, mais ne signifie pas nécessairement une séquence évolutive stricte.
2. Galaxies elliptiques (E)
2.1 Morphologie et classification
Les elliptiques sont généralement lisses, sans traits marqués, des « boules de lumière » brillantes sans structure claire. Elles sont classées de E0 à E7 selon leur allongement croissant (E0 — presque rondes, E7 — très allongées). Quelques-uns de leurs traits :
- Sans disque : contrairement aux spirales, elles n'ont pas de composante disque marquée, et les étoiles suivent des orbites aléatoires.
- Étoiles plus âgées et plus rouges : Ce sont généralement des étoiles plus anciennes qui dominent, donnant une teinte rouge.
- Peu de gaz ou de poussières : Il n'y a généralement pas de gaz froid ; bien que certaines grandes elliptiques (surtout dans les amas) possèdent un halo de gaz chaud, visible en rayons X.
2.2 Taux de formation d'étoiles et populations
Dans les elliptiques, il y a généralement très peu de formation d'étoiles actuelle — il manque des réserves de gaz froid. Leurs étoiles se sont formées aux premiers stades de l'histoire cosmique, créant des amas massifs, sphéroïdes et riches en métaux. Dans certaines galaxies elliptiques, il peut néanmoins y avoir de petites poussées, causées par une fusion mineure ou un apport de gaz, mais c'est un phénomène rare.
2.3 Scénarios de formation
On considère maintenant que les grandes galaxies elliptiques se forment généralement par de grandes fusions — la collision de deux galaxies à disque perturbe les orbites stellaires, formant un sphéroïde [2, 3]. Les elliptiques plus petites peuvent se former dans des circonstances moins extrêmes, mais le motif essentiel est qu'une grande interaction ou fusion de masse « éteint » généralement la formation d'étoiles, éliminant les structures spirales.
3. Galaxies spirales (S)
3.1 Caractéristiques générales
Les galaxies spirales se caractérisent par un disque en rotation contenant étoiles et gaz, souvent avec un noyau central (bulbe). Des structures de bras spiraux se forment dans le disque : elles peuvent être nettes (grand-design) ou floues (« flocculent »). Hubble les classait selon :
-
Sa, Sb, Sc séquence :
- Sa : Bulbe large et brillant, bras étroitement enroulés.
- Sb : Rapport moyen entre le bulbe et le disque, formes de bras plus ouvertes.
- Sc : Petit noyau, bras largement « déployés », formation d'étoiles plus abondante.
- Barres spirales (SB) : Possèdent une barre allongée traversant le noyau ; divisées en SBa, SBb, SBc, selon la taille du noyau et l'ouverture des bras.
3.2 Taux de formation d'étoiles
Les spirales sont considérées comme l'un des endroits les plus actifs en formation d'étoiles parmi les principales classes de galaxies (à l'exception de certains « bursts » irréguliers). Le gaz dans le disque se concentre le long de l'onde spirale, formant continuellement de nouvelles étoiles. Les étoiles bleues et brillantes dans les bras en témoignent. Il a été observé que les spirales de type tardif (Sc, Sd) ont souvent plus de gaz proportionnellement à leur masse, donc une activité de formation d'étoiles plus élevée [4].
3.3 Disque galactique et partie centrale
La majeure partie du milieu interstellaire froid et des étoiles plus jeunes est concentrée dans le disque des spirales, tandis que le noyau est généralement composé d'étoiles plus âgées et a une forme plus sphérique. Le rapport masse noyau/disque est lié au type de Hubble (Sa a une plus grande part de noyau que Sc). Les barres peuvent canaliser le gaz du disque vers le centre, alimentant le noyau ou un trou noir, provoquant parfois des épisodes de formation d'étoiles ou d'AGN.
4. Galaxies lenticulaires (S0)
Les galaxies S0 occupent une niche intermédiaire – elles possèdent un disque (comme les spirales), mais n'ont pas de bras bien définis ni de grandes zones de formation d'étoiles. En général, leurs disques contiennent peu de gaz, et les populations d'étoiles ainsi que les couleurs sont plus proches de celles des elliptiques. Les S0 sont typiques des environnements de groupes denses, où la perte de gaz due aux interactions (par exemple, le stress dynamique, le « harassment » ou le ramassage de gaz) a pu transformer une spirale en S0 [5].
5. Galaxies irrégulières (Irr)
5.1 Caractéristiques de l'irrégularité
Les galaxies irrégulières ne rentrent pas dans les cadres ordonnés des spirales ou elliptiques. Elles se caractérisent par une forme chaotique, sans concentration évidente d'étoiles ni disque, avec des zones dispersées de formation d'étoiles ou des régions de poussière. Elles sont largement classées en :
- Irr I : Présence d'embryons de structures petites ou partielles, pouvant ressembler à des restes de disque déchiré.
- Irr II : Très floue, sans ordre particulier.
5.2 Formation d'étoiles et facteurs externes
Les irrégulières sont généralement de petite ou moyenne masse, mais peuvent avoir un taux de formation d'étoiles incroyablement élevé par rapport à leur taille (par exemple, le Grand Nuage de Magellan). Les interactions gravitationnelles avec des voisines plus grandes, les marées ou des fusions récentes peuvent créer une forme désordonnée et stimuler une explosion de formation d'étoiles [6]. Si une galaxie de faible masse n'avait pas assez de gaz au début de sa formation pour développer un disque ordonné, elle peut rester irrégulière.
6. Taux de formation d'étoiles selon les morphologies
Sur l'échelle de la "fourchette de Hubble", les taux de formation d'étoiles (SFR) et les populations stellaires des galaxies peuvent également être comparés :
- Spirales de type tardif (Sc, Sd) ainsi que de nombreuses irrégulières : Riches en réserves de gaz, formation d'étoiles intense, étoiles plus jeunes, lumière globale plus bleue.
- Spirales de type précoce (Sa, Sb) : Formation d'étoiles moyenne, réserves de gaz plus faibles, noyau plus brillant (plus grand).
- Lenticulaires (S0) et elliptiques : Souvent "rouges et mortes", avec une formation d'étoiles minimale, dominées par des populations plus âgées.
Ce n'est pas une règle absolue – les fusions ou interactions peuvent "prêter" du gaz à une elliptique ou provoquer un afflux de formation d'étoiles, et certaines spirales peuvent être calmes si elles utilisent le gaz disponible. Cependant, des études à grande échelle confirment ces tendances statistiques [7].
7. Voies d'évolution : fusions et changements séculaires
7.1 Fusions : le facteur le plus important
L'un des principaux chemins de l'évolution morphologique est la fusion des galaxies. Lorsque deux galaxies spirales de masse similaire se rencontrent, de fortes forces gravitationnelles poussent souvent le gaz vers le centre, provoquant une explosion de formation d'étoiles et, finalement, formant une structure plus sphérique si la fusion est significative. Après plusieurs fusions au cours de l'histoire cosmique, on peut obtenir des galaxies elliptiques massives dans les noyaux des amas. Les interactions "d'ingestion" plus petites (inégales) ou l'accrétion de satellites peuvent également former des barres ou déformer les disques, modifiant légèrement la classification spirale.
7.2 Évolution séculaire
Tous les changements morphologiques ne sont pas liés à des collisions externes. L’évolution séculaire désigne les processus internes sur des périodes plus longues :
- Instabilité de barre : les barres peuvent pousser le gaz vers le centre, favorisant la formation d’étoiles centrales ou l’activité AGN, formant peut-être des pseudobulbes.
- Dynamique des bras spiraux : avec le temps, les structures d’ondes réorganisent les orbites stellaires, modifiant progressivement la forme du disque.
- Effet de l’environnement (ex. : ramassage de gaz dans les amas) : une galaxie peut passer d’une spirale à une S0 pauvre en gaz.
Ces transformations progressives montrent que la classification morphologique n’est pas figée — elle peut évoluer selon l’environnement, les rétroactions et la dynamique interne [8].
8. Données d’observation et améliorations modernes
8.1 Enquêtes profondes et galaxies d’époques lointaines
Des télescopes tels que Hubble, JWST ou les grands télescopes terrestres permettent d’observer les galaxies à des époques cosmiques plus anciennes. Ces galaxies à grand décalage vers le rouge ne correspondent souvent pas à la classification morphologique locale : on observe des structures « sales » dans le disque, des zones d’irrégularité dans la formation d’étoiles ou des « morceaux » compacts. Progressivement, beaucoup de ces systèmes acquièrent des caractéristiques spirales ou elliptiques plus classiques à des époques plus récentes, suggérant que la séquence de Hubble s’est en partie formée seulement à un stade ultérieur de l’Univers.
8.2 Morphologie quantitative
Au-delà d’une simple évaluation visuelle, les astronomes utilisent l’indice de Sérsic, le coefficient de Gini, le M20 et d’autres méthodes pour quantifier la distribution de la lumière ou la « granulosité ». Cela complète le schéma classique de Hubble et permet de traiter d’immenses enquêtes visant à classer automatiquement des milliers voire des millions de galaxies [9].
8.3 Types inhabituels
Certaines galaxies ne rentrent pas dans des catégories simples. Par exemple, les galaxies annulaires, les galaxies à anneau polaire, les galaxies à bulbe « cacahuète » (peanut) témoignent d’histoires de formation exotiques (collisions, instabilité de barre ou accrétion par effet de marée). Elles rappellent que la classification morphologique est un outil synthétique, mais pas toujours exhaustif.
9. Contexte cosmique : la séquence de Hubble au fil du temps
Question principale : Comment la proportion de galaxies spirales, elliptiques et irrégulières évolue-t-elle dans l’histoire cosmique ? Les observations montrent :
- Les galaxies irrégulières/spéciales sont plus fréquentes à des décalages vers le rouge plus élevés – probablement en raison de fusions plus fréquentes et de structures pas complètement stabilisées dans l’Univers primitif.
- Les spirales restent abondantes à différentes époques, mais elles pouvaient autrefois être plus riches en gaz et « granuleuses ».
- Les elliptiques sont plus fréquentes dans les amas et aux âges plus avancés, lorsque la fusion hiérarchique forme des systèmes massifs, pauvres en étoiles (ou avec peu de formation d'étoiles).
Les simulations cosmologiques tentent de reproduire ces voies évolutives en combinant différentes composantes à divers décalages vers le rouge.
10. Conclusions finales
La classification des galaxies de Hubble — bien qu'elle ait presque un siècle — résiste admirablement à l'épreuve du temps, même avec l'essor des recherches astronomiques. Spirales, elliptiques et irrégulières — ce sont de larges familles morphologiques souvent liées aux histoires de formation d'étoiles, à l'environnement et à la dynamique des grandes structures. Pourtant, derrière ces étiquettes pratiques se cachent des voies évolutives complexes : fusions, processus de transformation séculaire, cycles de rétroaction, qui peuvent modifier l'apparence d'une galaxie sur des milliards d'années.
La synergie des images profondes, de la spectroscopie précise et des modèles numériques affine davantage notre compréhension de la manière dont les galaxies peuvent passer d'un type à un autre. Des amas de géantes elliptiques « rouges et mortes » aux spirales étincelantes dans les disques ou aux formes irrégulières désordonnées, le « zoo » cosmique des galaxies reste l'un des domaines les plus riches de l'astronomie — garantissant que le schéma de classification de Hubble, bien que classique, continue d'évoluer avec notre compréhension sans cesse croissante de l'Univers.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Hubble, E. (1926). « Nébuleuses extragalactiques. » The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
- Toomre, A. (1977). « Fusions et quelques conséquences. » Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). « Dynamique des galaxies en interaction. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Kennicutt, R. C. (1998). « Formation d'étoiles dans les galaxies selon la séquence de Hubble. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
- Dressler, A. (1980). « Morphologie des galaxies dans les amas riches – Implications pour la formation et l'évolution des galaxies. » The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
- Schweizer, F. (1998). « Fusions galactiques : faits et fantasmes. » SaAS FeS, 11, 105–120.
- Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). « Propriétés physiques et environnements des galaxies en formation d'étoiles. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). « Évolution séculaire et formation des pseudobulbes dans les galaxies en disque. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Conselice, C. J. (2014). « L'évolution de la structure des galaxies au fil du temps cosmique. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.