Des plus petites galaxies naines aux immenses superamas dominants dans la toile cosmique, les galaxies sont parmi les structures les plus impressionnantes et durables de l'Univers. Pourtant, ce que nous voyons — la lumière brillante de milliards d'étoiles — ne raconte qu'une partie de l'histoire : derrière cette lumière se cachent d'immenses halos de matière noire, des systèmes complexes de mouvements de gaz et des trous noirs dont la masse peut dépasser des milliards de masses solaires. Tous ces composants agissent ensemble, déterminant comment les galaxies se forment, grandissent et évoluent sur des milliards d'années.
Dans le troisième grand thème — Formation et évolution des galaxies — nous nous concentrerons sur la manière dont les galaxies se forment et interagissent, et comment elles déterminent la majeure partie de la structure visible de l'Univers. Nous examinerons l'équilibre entre matière noire et matière baryonique, la diversité fascinante des types de galaxies (spirales, elliptiques, irrégulières) ainsi que les forces puissantes, tant internes qu'externes, qui régissent les cycles de vie des galaxies – des périodes passives aux flambées intenses de formation d'étoiles. Voici un bref aperçu de chaque thème principal que nous aborderons dans d'autres articles.
Halos de matière noire : la base des galaxies
Les galaxies se forment et évoluent dans des halos de matière noire — d'immenses "cadres" invisibles qui constituent la majeure partie de la masse. Ce sont eux qui fournissent la "colle" gravitationnelle qui maintient les étoiles et les gaz, influençant également la forme de la galaxie, sa courbe de rotation et sa stabilité à long terme. Nous discuterons pourquoi ces halos sont importants, comment ils émergent des perturbations initiales de densité, et comment ils dirigent les gaz vers les centres galactiques, favorisant la formation d'étoiles et influençant la dynamique des galaxies. Comprendre les halos de matière noire est essentiel pour expliquer le mouvement des étoiles dans les galaxies (courbes de rotation) et pour répondre à la question de savoir pourquoi on détecte plus de masse dans les galaxies que ce que nous voyons directement.
Classification des galaxies de Hubble : spirales, elliptiques, irrégulières
L'un des systèmes de classification des galaxies les plus célèbres et les plus utilisés est la « fourchette de réglage » de Hubble (angl. Tuning Fork). Elle divise les galaxies en spirales, elliptiques et irrégulières, chacun de ces types ayant des structures et des propriétés de formation d'étoiles distinctes :
- Galaxies spirales ont souvent des disques bien visibles, des bandes de poussière et des régions de formation d'étoiles dans des bras en spirale.
- Galaxies elliptiques se caractérisent par des populations d'étoiles plus âgées, presque pas de gaz, et une forme plus sphéroïdale.
- Galaxies irrégulières n'ont pas de forme claire, présentent des régions de formation d'étoiles désordonnées et des flux de gaz perturbés.
Nous discuterons de l'évolution du concept de classification de Hubble avec l'amélioration des observations et comment les différentes morphologies sont influencées par l'histoire, l'environnement et l'évolution des galaxies.
Collisions et fusions : moteur de la croissance des galaxies
Les galaxies ne sont pas des « îles » statiques dans l'espace – elles se rencontrent et fusionnent souvent, surtout dans des environnements plus denses. Ces interactions peuvent modifier radicalement les propriétés des galaxies :
- Explosions de formation d'étoiles (starbursts) – lorsque les gaz des galaxies en fusion entrent en collision et déclenchent une formation d'étoiles intense.
- Les trous noirs centraux peuvent soudainement attirer plus de matière et transformer un noyau galactique passif en un quasar brillant ou un noyau galactique actif (AGN).
- Les changements morphologiques, par exemple la fusion de deux spirales menant à la formation d'une galaxie elliptique, montrent comment les collisions entraînent d'importantes modifications structurelles à la fois à petite et grande échelle.
Les fusions sont indissociables des modèles hiérarchiques de croissance cosmique et montrent comment les galaxies évoluent continuellement en « avalant » des voisines plus petites ou en fusionnant avec des partenaires de taille similaire.
Amas de galaxies et superamas
À une échelle plus grande que la galaxie elle-même, il y a les amas, qui contiennent des centaines ou des milliers de galaxies liées par la gravité commune, dominant le réseau cosmique. Dans les amas, on trouve :
- Milieu intracluster (ICM) : Gaz chaud émettant de puissants rayons X.
- Halos de matière noire : Encore plus massifs que dans le cas des galaxies individuelles, reliant l'ensemble de l'amas.
- Interactions dynamiques : Les galaxies dans les amas subissent la pression des gaz, le « harcèlement » et d'autres collisions rapides.
À une échelle encore plus grande – les superamas, des chaînes libres d'amas reliées par des filaments de matière noire. Ces structures révèlent l'évolution hiérarchique de l'Univers, reliant les galaxies dans un vaste réseau et influençant les systèmes stellaires sur des périodes cosmiques.
Structures en spirale et bras dans les galaxies
Dans de nombreuses spirales existent des structures de bras décoratives, clairement visibles, parsemées de régions de formation d'étoiles. Dans certaines galaxies, on observe une barre – une structure allongée d'étoiles traversant le centre. Nous aborderons :
- Formation des bras spiraux : Des modèles d'ondes de densité à l'amplification oscillante (swing amplification), expliquant comment ces structures peuvent persister ou évoluer dans les disques, stimulant une nouvelle formation d'étoiles.
- Barres : Comment elles dirigent le gaz vers le centre galactique, nourrissent les trous noirs centraux et peuvent même déclencher une explosion de formation d'étoiles nucléaire.
Ces traits morphologiques soulignent que non seulement les collisions externes, mais aussi la dynamique interne influencent fortement l'apparence à long terme de la galaxie et le rythme de formation d'étoiles.
Galaxies elliptiques : formation et caractéristiques
Principalement trouvées dans des régions plus denses, comme les amas, les galaxies elliptiques sont des systèmes massifs d'étoiles matures, caractérisés par :
- Peu de gaz froid ou de formation d'étoiles active, mais dominées par des étoiles plus âgées et plus rouges.
- Distribution aléatoire des orbites stellaires, plutôt que des disques de rotation ordonnés.
- Souvent formées par de grandes fusions, détruisant les structures de disque et concentrant le gaz vers le centre.
En étudiant les elliptiques, on peut comprendre l'impact des grandes fusions, le rôle du feedback dans l'extinction de la formation d'étoiles ainsi que les processus permettant la formation des plus grandes galaxies de l'Univers. La relaxation dynamique et les trous noirs supermassifs possibles continuent de façonner ces structures sphériques majestueuses.
Galaxies irrégulières : chaos et « starbursts »
Toutes les galaxies ne rentrent pas dans des catégories claires. Certaines sont nettement irrégulières, présentant des caractéristiques de disque perturbé, des amas stellaires décalés ou des arcs de formation d'étoiles intenses. Elles sont dues à :
- Interactions de marée ou collisions partielles, déstructurant la structure interne de la galaxie.
- Masse faible et puits de potentiel gravitationnel peu profond, où les écoulements ou influx du réseau cosmique peuvent déformer la forme.
- Des « explosions » soudaines de formation d'étoiles, déclenchées par la compression des gaz ; cela peut provoquer des supervents, expulsant la matière hors de la galaxie.
Ces galaxies montrent comment les interactions gravitationnelles, l'environnement et les rétroactions internes peuvent créer de manière inattendue des états chaotiques ou de « starburst » tant dans l'Univers local que lointain.
Voies d'évolution : séculaires ou basées sur des fusions
Les galaxies évoluent selon différentes voies, déterminées à la fois par des processus internes (évolution séculaire) et des impulsions externes :
- Évolution séculaire : Masse lentement redistribuée par le biais de barres, d'ondes de densité spirales ou de migrations stellaires. Sur des milliards d'années, ces facteurs peuvent modifier les disques, former des pseudobulbes et influencer la formation d'étoiles sans collisions majeures.
- Fusions : Événements soudains, souvent « violents », pouvant radicalement modifier la morphologie, l'intensité de la formation d'étoiles et l'état d'accrétion du trou noir central.
Nous comparerons ces parcours, montrant comment la masse de la galaxie, l'environnement et l'histoire dynamique déterminent si elle reste un disque calme, devient une massive elliptique ou acquiert des caractéristiques hybrides.
Noyaux actifs de galaxies et quasars
Au centre de certaines galaxies se trouvent des noyaux particulièrement brillants (AGN ou quasars), alimentés par des trous noirs supermassifs capables de surpasser la luminosité totale de la galaxie. Ces sources brillent lorsque :
- Un flux important de gaz est alimenté vers le trou noir central, provoquant une radiation intense.
- Le rayonnement et les vents des AGN peuvent inhiber ou réguler la formation d'étoiles ultérieure dans la galaxie.
- Les fusions ou interactions provoquent l'afflux de gaz, déclenchant des phases de quasar.
Ainsi, les AGN illustrent une boucle de rétroaction essentielle — la croissance rapide du trou noir peut changer le destin de la galaxie, en éteignant la formation d'étoiles ou en provoquant d'importants flux de sortie affectant l'environnement local et plus large.
L'avenir des galaxies : « Milkomeda » et au-delà
L'évolution cosmique continue : même la Voie lactée finira par fusionner avec Andromède, formant une grande galaxie elliptique ou lenticulaire, parfois appelée « Milkomeda ». Au-delà des événements locaux, alors que les galaxies existent dans un Univers en expansion, les taux de formation d'étoiles diminuent à mesure que les réserves de gaz s'épuisent. L'effet accélérateur de l'énergie noire soulève des questions sur l'avenir des amas et superamas au cours des prochains milliards d'années :
- Les amas de galaxies resteront-ils liés ?
- Comment la formation d'étoiles s'épuisera-t-elle lorsque le gaz sera enfermé dans des restes stellaires de longue durée de vie ou expulsé dans le milieu intergalactique ?
- La structure à grande échelle va-t-elle simplement « se figer », alors que l'Univers s'étend et que les systèmes s'éloignent les uns des autres ?
Ces visions futures sont façonnées par nos modèles de la dynamique de la matière noire, de l'évolution stellaire et de l'expansion cosmique, en les reliant au thème général de la formation et de l'évolution des galaxies.
Pensées finales
Ces sujets révèlent ensemble un large tableau de la vie des galaxies – des halos invisibles de matière noire auxquels s'agrègent étoiles et gaz, aux collisions et transformations constantes, qui nous mènent finalement vers des scénarios futurs où les galaxies fusionnent en géantes dans un Univers en expansion. En examinant les spirales, elliptiques et irrégulières, en étudiant les sursauts de formation d'étoiles, en analysant les mécanismes des AGN et en prévoyant les fusions à venir, nous élargissons la compréhension de la manière dont, à partir des perturbations initiales de densité dans l'Univers, nous sommes arrivés à une population galactique riche et variée que nous observons.
Dans la prochaine série d'articles, nous approfondirons chaque sujet : nous passerons en revue les dernières découvertes et modèles théoriques expliquant la danse cosmique orchestrée par la formation et l'évolution des galaxies. Au fil du voyage, nous verrons comment la matière noire détermine la structure des galaxies, comment les types morphologiques dépendent du parcours évolutif et comment les processus internes et externes — de la dynamique séculaire aux fusions intenses — façonnent la diversité des galaxies observée dans notre Univers.