Définition | Galaxie

Une galaxie est une grande structure cosmique composée d’un assemblage d’étoiles, de gaz et de poussières. Il en existe plusieurs types, classés selon leur masse et leur morphologie, formées à différentes époques de l’Univers. Les missions d’observation menées au cours des dernières années estiment leur nombre à plusieurs centaines de milliards dans l’Univers observable. En plus de la matière baryonique, les galaxies sont potentiellement constituées de matière noire.

L’observation des galaxies remonte à l’Antiquité grecque, alors que les astronomes se tournaient vers la bande lumineuse imprimée dans le ciel par la Voie lactée. Dès 55 av. J.-C., l’astronome Geminos de Rhodes affirme que la Voie lactée est composée « d’une poussière d’étoiles en forme de nébuleuse ». En 1610, Galilée confirme qu’elle est effectivement constituée d’un nombre incalculable d’étoiles de faible éclat. Et en 1755, Emmanuel Kant propose que la Voie lactée est un système en rotation composé d’un grand nombre d’étoiles maintenues ensemble par la gravitation.

Par la suite, plusieurs astronomes de renom, tels que Charles Messier, William Herschel, Harlow Shapley, Herbert Curtis ou encore Edwin Hubble vont proposer des descriptions de notre galaxie qui s’affineront grâce à la multiplication des observations et à l’amélioration des instruments. Divers catalogues seront élaborés et, en 1936, Hubble proposera un système de classification toujours utilisé aujourd’hui : la séquence de Hubble.

Formation, évolution et dynamique galactiques

Dans le modèle cosmologique standard — le modèle Λ-CDM — les galaxies se sont formées à partir des fluctuations de densité issues du Big Bang. Avec la chute progressive de la température de l’Univers, la matière noire froide s’est fractionnée, et a commencé à former des agrégats en contraction. Sous l’effet des fluctuations primordiales de densité, ces agrégats ont été gravitationnellement attirés, avec des nuages de gaz (hélium et hydrogène), vers les zones les plus denses.

Ces agglomérations de gaz et de matière noire froide se sont contractées, condensées et ont formé les premières protogalaxies. Peu après, l’hélium et l’hydrogène ont continué à se condenser puis se sont effondrés pour former les premières étoiles. Les galaxies ont pu se développer tout au long de l’histoire de l’Univers ; la plus ancienne jamais découverte étant la galaxie GN-z11, formée seulement 400 millions d’années après le Big Bang.

Dans le premier milliard d’années après le Big Bang, l’Univers est encore agité par des phénomènes physiques chaotiques provenant de la mise en place des grandes structures. Les premières galaxies peuvent ainsi croître très rapidement, fusionnant avec d’autres galaxies ou accrétant leur matière. Cette croissance rapide explique la distribution en amas galactiques que les astrophysiciens observent aujourd’hui.

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Une fois le stade de protogalaxie atteinte, la formation se poursuit par l’apparition des structures galactiques caractéristiques. Le bulbe galactique, une zone lumineuse composée de vieilles étoiles ou d’étoiles en formation, apparaît autour du noyau galactique. Dans certaines galaxies, le noyau actif se condense pour former un trou noir supermassif central (comme le trou noir supermassif Sagittarius A* au centre de la Voie lactée). Enfin, des amas stellaires denses (amas globulaires) se forment partout à travers la galaxie.

Par la suite, la galaxie continue d’accumuler de la matière dans son disque, par accrétion des nuages interstellaires périphériques ou des galaxies naines. Au cours du cycle galactique, les étoiles rejettent des éléments lourds dans le milieu environnant, pouvant conduire à la formation de planètes gazeuses et telluriques. Au regard de la dynamique des galaxies, des fusions et des collisions peuvent survenir, impactant leur évolution. Ainsi, la Voie lactée et Andromède (M31) devraient entrer en collision d’ici 5 à 6 milliards d’années.

Les galaxies sont ordinairement liées gravitationnellement. Lorsqu’elles sont moins d’une centaine, elles constituent des groupes de galaxies, le type de regroupement galactique le plus courant dans l’Univers.

La Voie lactée, avec Andromède, fait partie du Groupe local, un groupe galactique d’environ 60 galaxies. Passée la centaine de galaxies, ces dernières se regroupent en amas de galaxies, souvent dominés par une galaxie elliptique géante. Le Groupe local appartient ainsi à l’amas de la Vierge, dominé par la galaxie M87.

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Lorsque les galaxies se comptent par milliers, voire dizaines de milliers, elles constituent des superamas de galaxies. L’amas de la Vierge fait partie du superamas de la Vierge, qui contient 10’000 galaxies étendues sur un diamètre de 200 millions d’années-lumière. À cette échelle, les groupes de galaxies sont reliés entre eux par des filaments galactiques, formant une sorte de toile cosmique, entourés de grands vides cosmiques.

Composition des galaxies : milieu interstellaire et matière noire

Le milieu interstellaire est l’espace situé entre les étoiles d’une galaxie, constitué de gaz, de poussières et de rayonnements. Selon les dernières estimations, 99% du milieu interstellaire est composé de gaz dont : 89% d’atomes d’hydrogène, 9% d’hélium et 2% d’éléments lourds. L’hydrogène et l’hélium proviennent de la nucléosynthèse primordiale ayant pris place à l’issue du Big Bang. Les métaux, quant à eux, proviennent des réactions thermonucléaires stellaires.

Les nuages géants moléculaires abritent également diverses molécules comme le dihydrogène, le monoxyde de carbone, l’eau, le cyanure d’hydrogène ou encore le monosulfure de carbone. Des biomolécules complexes ont également été identifiées, comme des acides aminés ou des hydrocarbures aromatiques polycycliques. La poussière interstellaire forme les 1% restants et est majoritairement composée de sillicates, de carbonates et de graphite.

En 1933, l’astrophysicien suisse Fritz Zwicky étudie la dispersion des vitesses de sept galaxies en comparant leur « masse dynamique » et leur « masse lumineuse ». Il constate que ces vitesses sont très élevées, la masse dynamique étant jusqu’à 400 fois supérieure à la masse lumineuse.

Dans les années 1970, l’astrophysicienne Vera Rubin analyse la courbe de rotation de la galaxie d’Andromède et s’aperçoit que les étoiles périphériques tournent trop vite par rapport à la masse galactique visible constatée.

L’hypothèse d’un halo de matière invisible entourant les galaxies et dont la masse contribuerait à plus de 90% de la masse totale est alors avancée. L’existence de cette matière, appelée matière noire, bien que toujours hypothétique, est confortée par différentes missions d’observation menées au cours des dernières années, les contraintes posées sur ses propriétés correspondant assez fidèlement au modèle standard de la cosmologie.

En plus de s’agencer en halo, la matière noire formerait également des filaments permettant de maintenir la cohésion gravitationnelle des amas galactiques.

Classification des galaxies selon leur morphologie

Les galaxies sont ordinairement classées en quatre types selon leur morphologie : les galaxies elliptiques, les galaxies spirales, les galaxies lenticulaires et les galaxies irrégulières. C’est la classification établie par la séquence de Hubble et améliorée par Gérard de Veaucouleurs qui est majoritairement utilisée.

Tout d’abord, à gauche du diagramme ci-dessous, se trouvent les galaxies elliptiques, notées « E ». Ces galaxies sont composées de regroupements sphéroïdaux de milliards d’étoiles, leur donnant ainsi un profil ellipsoïdal et une apparence elliptique. Constituées de très peu de milieu interstellaire, elles possèdent un taux de formation stellaire assez faible. La séquence de Hubble leur attribue un chiffre allant de 0 à 7, caractérisant leur excentricité ; E0 indiquant une galaxie sphérique et E7 une galaxie très allongée.

Viennent ensuite, à droite du diagramme, les galaxies spirales. Elles ont la morphologie d’un disque aplati spiralé et possèdent un fort taux de formation stellaire ainsi qu’un bulbe galactique. Des bras partent de ce dernier pour former une spirale.

Les galaxies spirales sont notées « S », suivi des lettres a, b ou c, définissant le degré d’enroulement des bras. « Sa » indiquant des bras mal définis et peu enroulés, et « Sc » des bras bien définis et très enroulés. Dans certains cas, une barre centrale peut également exister ; c’est alors une galaxie spirale barrée, notée « SB », également suivi des lettres a, b ou c.

Les galaxies lenticulaires se trouvent au centre du diagramme. Elles représentent une classe intermédiaire entre les galaxies elliptiques et spirales. Elles possèdent un bulbe galactique et la morphologie d’un disque aplati sans bras spiraux. Ce sont donc des galaxies à disque sans bras ou avec des bras très mal définis. Leur taux de formation stellaire est extrêmement faible. Elles sont notées « S0 », ou « SB0 » pour les galaxies lenticulaires barrées.

Enfin, il existe des galaxies de forme indéfinie dont la structure n’est apparentée à aucun autre type connu ; ce sont les galaxies irrégulières.

Dans la plupart des cas, ce sont des galaxies naines comprenant entre 10 millions et 1 milliard d’étoiles. Bien que non traitées par la classification de Hubble, elles sont tout de même notées « Irr », suivi des chiffres romains I ou II ; « Irr I » indique une galaxie irrégulière au profil très asymétrique sans bulbe central et composée d’amas d’étoiles ; « Irr II » indique une galaxie irrégulière un peu moins asymétrique, sans présence claire d’amas stellaires.