Interactions gravitationnelles, forces de marée et formation stellaire intense dans les formes irrégulières
Toutes les galaxies ne correspondent pas aux contours ordonnés des spirales en volutes ou des ellipses lisses, décrits dans le schéma de la « fourchette de réglage » de Hubble. Certaines – galaxies irrégulières – ont des formes chaotiques, des structures déformées, et connaissent souvent des épisodes intenses de formation stellaire. Ces galaxies « irrégulières » peuvent être de petites naines constamment perturbées, ou de grandes galaxies fortement déformées par des interactions de marée. Cependant, ces galaxies ne sont pas une exception – elles révèlent comment les interactions gravitationnelles et les flux de gaz peuvent provoquer une formation stellaire apparemment désordonnée mais dynamiquement significative. Cet article abordera les caractéristiques des galaxies irrégulières, les causes de leurs formes chaotiques ainsi que l'environnement de formation stellaire intense qui les caractérise souvent.
1. Définition des galaxies irrégulières
1.1 Caractéristiques observées
Les galaxies irrégulières (abréviation « Irr ») n'ont pas de forme claire de disque, noyau ou elliptique, caractéristiques des galaxies spirales et elliptiques. Elles sont identifiées lors des observations par :
- Formes asymétriques et chaotiques – absence de disposition claire noyau–disque, présence de nombreux « nœuds » de formation stellaire, de régions décalées ou d'arcs partiels.
- Disposition dispersée de bandes de poussière et d'accumulations de gaz, sans ordre structurel évident.
- Souvent une grande formation stellaire spécifique – le taux de formation d'étoiles par unité de masse stellaire, éventuellement associé à des régions H II brillantes ou à des amas de superétoiles.
Les galaxies irrégulières sont généralement plus petites et de masse inférieure aux spirales moyennes, bien qu'il existe des exceptions [1]. Historiquement, les astronomes les classent en Irr I (avec une certaine structure) et Irr II (totalement amorphes).
1.2 Des naines aux formes peculiaires
La plupart des irrégulières sont de petites galaxies naines à faible potentiel gravitationnel, facilement perturbées. D'autres pourraient être des galaxies peculiaires, issues de collisions ou interactions provoquant des poussées de formation d'étoiles ou des résidus de marée. Le « parapluie » des irrégulières couvre largement des objets ne rentrant pas dans des catégories spirales, elliptiques ou lenticulaires claires.
2. Interactions gravitationnelles et forces de marée
2.1 Influence de l'environnement
Les formes irrégulières sont souvent impulsées par l'environnement des groupes ou amas, où les rencontres rapprochées sont plus fréquentes. Ou une seule interaction proche avec un voisin massif suffit à fortement déformer le disque d'une galaxie plus petite, le laissant « déchiré » en une forme irrégulière :
- Les queues de marée ou arcs apparaissent lorsque la gravité d'un voisin « étire » les étoiles et le gaz.
- Une distribution asymétrique du gaz peut se former si le système est partiellement arraché ou si les flux de gaz sont redirigés.
2.2 Destruction des satellites
Dans l'Univers hiérarchique, les petites galaxies satellites orbitent souvent autour de galaxies plus massives (par exemple, la Voie lactée), subissant des secousses répétées de marée qui peuvent leur faire perdre leurs disques et les transformer en « boules ». Finalement, ces satellites peuvent être complètement « déchiquetés » ou intégrés dans le halo de la galaxie principale, leur forme irrégulière indiquant un état intermédiaire [2].
2.3 Fusions en cours
Dans les « paires en interaction », lorsque la collision est avancée, les galaxies peuvent apparaître totalement irrégulières avec une forte activation de la formation d'étoiles. Si le rapport de masses est élevé, la galaxie la plus petite est davantage affectée, perdant sa structure initiale au profit d'un flux tourbillonnant de gaz et d'amas d'étoiles jeunes.
3. Poussées de formation d'étoiles dans les irrégulières
3.1 Réserves importantes de gaz
Les galaxies irrégulières possèdent souvent une quantité relativement importante de gaz (en particulier les naines), ce qui favorise une intensification rapide de la formation d'étoiles si le gaz est comprimé ou choqué. Lors des interactions, le gaz peut être dirigé vers des zones denses, alimentant la formation de nouveaux amas d'étoiles [3].
3.2 Régions H II et amas de « super étoiles »
Les irrégulières possèdent souvent des régions H II brillantes, dispersées de manière désordonnée dans la galaxie. Certaines forment des amas de « super étoiles » (super star) – des groupes massifs et denses pouvant contenir de plusieurs dizaines de milliers à un million d'étoiles. Ce sont des foyers locaux de formation d'étoiles, capables de gonfler des « superbulles » de gaz chaud, déformant encore davantage la galaxie.
3.3 Traces d'étoiles Vilf–Rajė (Wolf-Rayet) et formation d'étoiles très active
Dans certaines irrégulières (par exemple, les galaxies de type Vilf–Rajė), la population d'étoiles comprend de nombreuses étoiles WR massives et à vie courte, indiquant une formation d'étoiles très intense et récente. Cette phase peut modifier fortement la luminosité et le spectre de la galaxie, même si la masse totale reste faible.
4. Dynamique des distributions chaotiques
4.1 Faible ou faible soutien à la rotation
Contrairement aux galaxies spirales, beaucoup d'irrégulières n'ont pas de champ clair de vitesse de rotation. Le mouvement est plutôt déterminé par des vitesses aléatoires, un écoulement local ou une rotation partielle. Dans les naines irrégulières, les courbes peuvent monter lentement ou être chaotiques en raison de la faible gravité, et les effets de marée peuvent encore plus les déformer.
4.2 Tourbillons de gaz et rétroaction
La formation active d'étoiles injecte de l'énergie dans le milieu interstellaire (explosions de supernova, vents stellaires), créant des flux ou des écoulements. En présence d'un champ gravitationnel faible, ces écoulements se propagent plus facilement, formant des enveloppes irrégulières ou des filaments. Ce retour d'énergie peut à terme expulser une grande partie du gaz, freinant la formation d'étoiles et laissant un système de faible masse.
4.3 Développement ou phase de transition
Souvent, les galaxies irrégulières représentent une phase évolutive temporaire, alors qu'elles accumulent de la masse par accrétion de gaz ou qu'elles approchent d'une destruction complète ou d'une fusion dans un système plus grand. L'apparence « irrégulière » peut être un état momentané reflétant une évolution instable, et non un état morphologique permanent [4].
5. Exemples célèbres de galaxies irrégulières
5.1 Grand et Petit Nuages de Magellan (L/SMC)
Observés depuis l'hémisphère sud, ces satellites de la Voie lactée sont des galaxies classiques irrégulières naines avec des bandes obliques, des nœuds de formation d'étoiles dispersés et des interactions constantes avec notre Galaxie. C'est un laboratoire proche et bien résolu pour étudier les structures irrégulières, les amas d'étoiles et l'influence des forces de marée [5].
5.2 NGC 4449
NGC 4449 – une naine irrégulière à formation d'étoiles intense, caractérisée par de nombreuses régions H II et de jeunes amas d'étoiles dispersés dans le disque. Les interactions avec des galaxies proches ont probablement perturbé le gaz et déclenché une forte activité de formation d'étoiles.
5.3 Systèmes inhabituels lors des fusions
Des galaxies lointaines comme Arp 220 ou NGC 4038/4039 (« Galaxies des Antennes ») peuvent sembler irrégulières en raison des poussées intenses de formation d'étoiles et des déformations de marée causées par des fusions, mais avec le temps, elles peuvent « se calmer » et devenir les vestiges d'objets elliptiques ou disques.
6. Scénarios de formation
6.1 Naines irrégulières et gaz cosmiques
Les naines irrégulières sont peut-être des systèmes « primitifs » qui n'ont pas acquis suffisamment de masse ou de moment angulaire pour former un disque stable, ou qui ont déjà subi une influence externe. En raison de la grande quantité de gaz, des vagues intermittentes de formation stellaire peuvent localement créer des régions brillantes de jeunes étoiles.
6.2 Interactions et distorsions
Les galaxies spirales ou lenticulaires peuvent devenir irrégulières si elles ont été fortement perturbées :
- Rencontres rapprochées : Marées ou perturbations partielles.
- Fusions mineures/majeures : Lorsque le disque n'est pas complètement détruit, mais devient chaotique.
- Accrétion continue de gaz : Si les filaments alimentent le gaz de manière asymétrique, le disque galactique peut ne jamais acquérir une structure « ordonnée ».
6.3 États de transition
Certaines galaxies irrégulières peuvent ensuite devenir des naines sphéroïdales si la formation stellaire cesse et que le gaz restant est expulsé par les vents de supernova, laissant un système d'étoiles ancien et diffus. Ou bien, l'irrégulière peut accumuler plus de masse et se stabiliser en une forme spirale plus classique si elle acquiert un moment angulaire et que le disque « s'organise » [6].
7. Connexions de la formation stellaire
7.1 Loi de Kennicutt–Schmidt
Bien que les irrégulières aient généralement une masse totale plus faible, elles peuvent montrer une forte intensité de formation stellaire par unité de surface. La loi de Kennicutt–Schmidt (SFR ∝ Σgasn), avec n ≈ 1,4, est souvent respectée. Dans les régions denses de formation stellaire, une forte densité de gaz moléculaire renforce considérablement l'intensité du SFR.
7.2 Variations des métaux
En raison des vagues intermittentes de formation stellaire, les galaxies irrégulières peuvent présenter une distribution inégale ou spécifique des métaux, avec des inhomogénéités chimiques résultant d'un mélange inégal ou d'un vent soufflant. En observant ces motifs de métallicité, il est possible de retracer l'histoire de la formation stellaire et le mouvement des gaz.
8. Approches observationnelles et théoriques
8.1 Naines irrégulières proches
Des systèmes tels que les Nuages de Magellan, IC 10, IC 1613 sont des naines proches, étudiées en détail par Hubble ou des télescopes terrestres. Ils examinent les populations d'amas stellaires, les structures H II, la dynamique du milieu interstellaire. Ce sont d'excellentes cibles pour les études de formation stellaire dans un environnement de faible masse et de faibles métaux.
8.2 Analogues à haut décalage vers le rouge
Dans l'Univers primitif (z>2), de nombreuses galaxies semblaient « grumeleuses » ou irrégulières, indiquant qu'une grande partie de la formation stellaire cosmique pouvait se produire dans des structures instables ou perturbées. Les instruments actuels (JWST, grands télescopes terrestres) détectent de nombreuses galaxies à haut z qui ne rentrent pas dans les cadres classiques disque/ellipse, semblables aux irrégulières locales, mais avec une masse ou un taux de formation stellaire plus élevé.
8.3 Simulations
Les simulations cosmologiques combinent la dynamique des gaz et la rétroaction, permettant la formation de naines irrégulières, de naines à marées ou de « nœuds » de formation d'étoiles, rappelant les galaxies irrégulières observées. Ces modèles montrent comment même de petites différences dans l'accrétion de gaz, l'énergie de rétroaction ou l'environnement peuvent préserver ou perturber l'ordre morphologique des galaxies [7].
9. Conclusions
Les galaxies irrégulières reflètent le côté « chaotique » de l'évolution galactique – leurs formes sont désordonnées, les foyers de formation d'étoiles sont fragmentés, et leur morphologie est influencée par les forces de marée, les interactions et les « explosions » de formation d'étoiles. Des exemples nains proches (Nuages de Magellan) aux sursauts de formation d'étoiles lointains dans l'Univers primitif, les irrégulières révèlent comment les perturbations gravitationnelles externes et la rétroaction interne peuvent façonner les galaxies, indépendamment des catégories habituelles de Hubble.
À mesure que notre compréhension progresse grâce à l'observation multi-longueurs d'onde et aux simulations avancées, les galaxies irrégulières deviennent indispensables pour comprendre :
- L'évolution des galaxies de faible masse dans les environnements de groupes et d'amas,
- Le rôle des interactions dans la stimulation de la formation d'étoiles,
- États morphologiques transitoires dans le « zoo cosmique » de l'Univers, montrant comment les galaxies peuvent passer d'une catégorie à une autre sous l'influence des marées et des rétroactions.
Ainsi, les galaxies irrégulières témoignent d'un lien fort entre le chaos gravitationnel et l'activité de formation d'étoiles, révélant des images impressionnantes – et scientifiquement importantes – tant dans l'Univers proche que lointain.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Holmberg, E. (1950). « Un système de classification pour les galaxies. » Arkiv för Astronomi, 1, 501–519.
- Mateo, M. (1998). « Galaxies naines du Groupe Local. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 435–506.
- Hunter, D. A. (1997). « Les propriétés de formation d'étoiles des galaxies irrégulières. » Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 109, 937–949.
- Gallagher, J. S., & Hunter, D. A. (1984). « Histoires de formation d'étoiles et contenu en gaz des galaxies irrégulières. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 37–74.
- McConnachie, A. W. (2012). « Les propriétés observées des galaxies naines dans et autour du Groupe Local. » The Astronomical Journal, 144, 4.
- Tolstoy, E., Hill, V., & Tosi, M. (2009). « Galaxies naines en formation d'étoiles. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 371–425.
- Elmegreen, B. G., Elmegreen, D. M., & Leitner, S. N. (2003). « Formation d'étoiles par rafales et scintillements dans les galaxies de faible masse : histoires de formation d'étoiles et évolution. » The Astrophysical Journal, 590, 271–277.