la voie lactee - LaCaverneD`AliBaba

GALAXIES
Les galaxies sont des systèmes constitués de centaines de milliards d’étoiles et de
gaz situé entre les étoiles, appelé milieu interstellaire. Ces gigantesques systèmes
sont nés, quelques temps après la naissance de l’Univers, à partir d’énormes
nuages de gaz, à l’intérieur desquels se sont formés, par effondrement
gravitationnel, des amas d’étoiles.
La forme d’une galaxie est variable. Il existe des galaxies elliptiques, spirales et
irrégulières. Notre étoile, le Soleil, se trouve à l’intérieur d’une galaxie spirale
appelée Voie Lactée.
Il y a une centaine d’années, les astronomes pensaient que notre Galaxie était la
seule galaxie de l’Univers. Avec le perfectionnement des instruments et des
moyens d’observation, le nombre des galaxies que l’on connaît n’a cessé de croître.
On estime qu’il existe au moins cent milliards de galaxies.
LA VOIE LACTÉE
CARACTÉRISTIQUES GÉNÉRALES
La Voie Lactée, qui est notre propre Galaxie, est une galaxie spirale plutôt
ordinaire, présentant des bras de matière tournant autour d’un noyau central. Si l’on
prend le Soleil comme référence, la luminosité de notre Galaxie est comparable à
celle de vingt milliards de soleils mis ensemble, et sa masse est égale à environ
150 milliards de fois la masse solaire.
FORME ET DIMENSIONS
La Galaxie a la forme d’un gigantesque disque très écrasé (le plan galactique),
d’environ 100 000 années-lumière de diamètre. Le
se trouve à peu près à mi-chemin de son centre. Sur le bord, l’épaisseur du disque
ne dépasse pas 3 000 années-lumière, tandis qu’au centre du disque, la distribution
s’élargit et l’on observe un renflement sphérique, le noyau, composé presque
exclusivement d’étoiles. L’épaisseur du bulbe atteint 15 000 années-lumière. Les
gaz et les poussières forment une mince couche à l’intérieur d’un disque plus épais
peuplé d’étoiles. C’est là que se trouvent les nuages géants d’hydrogène
moléculaire, qui donnent lieu à la formation de nouvelles étoiles.
Le disque galactique est enveloppé par ailleurs par un grand volume sphérique, le
halo galactique. Son diamètre est d’environ 100 000 années-lumière, et il apparaît
presque entièrement privé de nuages de gaz et de poussière, mais peuplé d’étoiles
isolées et d’amas sphériques brillants, les amas globulaires. Constitués d’étoiles
beaucoup plus vieilles que les étoiles présentes dans le disque, ces amas sont
considérés comme les résidus des tout premiers stades de formation de la Galaxie.
Celle-ci se caractérise en outre par ses grands bras. Il s’agit de concentrations
d’étoiles et de gaz interstellaire, qui partent de son centre et s’enroulent en spirale.
Les bras contiennent la plupart de l’activité de formation stellaire. Le bras le plus
long de la Galaxie a une longueur totale d’environ 125 000 années-lumière.
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Si nous pouvions l’observer par la tranche, la Galaxie nous apparaîtrait comme un
énorme fuseau brillant entouré d’une vague luminosité et coupé en son centre par
une bande sombre, qui la divise en deux grands fleuves d’étoiles parallèles. Cet
effet est dû à l’absorption de la lumière des étoiles par la poussière interstellaire
concentrée dans le disque. Vue de face, en revanche, avec ses grands bras
spiraux, la Galaxie ressemblerait plutôt à une gigantesque roue à vent, légèrement
colorée de jaune orangé dans la zone centrale, le bulbe, constitué d’une population
d’étoiles relativement vieilles, et coloré de blanc bleuté dans les bras spiraux où des
milliards d’étoiles bleues et blanches plutôt jeunes et massives se regroupent.
LE CENTRE DE LA GALAXIE
La poussière interstellaire qui se concentre dans le plan de la Voie Lactée nous
cache presque entièrement le cœur de la Galaxie. À cause du phénomène de
l’extinction stellaire, les grains de poussière représentent un obstacle insurmontable
pour les rayonnements à certaines longueurs d’onde, comme l’est précisément le
rayonnement émis dans le spectre visible. Ce dernier ne parvient pas à atteindre
l’observateur. Pour explorer le centre de la Voie Lactée, il est nécessaire par
conséquent de procéder à des observations à des longueurs d’onde plus grandes
que le domaine visible (infrarouge et radio), mais aussi à des longueurs d’onde très
courtes comme les domaines X et . Les informations disponibles sur le noyau
galactique, la zone qui s’étend sur plusieurs milliers d’années-lumière à partir du
centre, proviennent des électrons (ondes électromagnétiques) qui se déplacent à
des vitesses proches de la vitesse de la lumière (c’est le rayonnement synchrotron),
de l’émission infrarouge de poussières et d’atomes ionisés de température très
élevée, et de l’émission en micro-ondes de nombreuses molécules, parmi
lesquelles le monoxyde de carbone.
Il ressort de l’ensemble de ces informations que la région centrale de la Galaxie est
occupée par un disque de gaz moléculaire animé d’une rotation rapide et par une
grande concentration d’étoiles. La densité des étoiles dans cette zone est en effet
au moins un million de fois plus grande qu’à proximité du Soleil. La masse totale
des étoiles contenues dans ce volume est d’environ dix milliards de masses
solaires, c’est-à-dire un vingtième de la masse galactique totale.
Si l’on se déplace vers le centre dynamique de la Galaxie, à 6 années-lumière
environ, on distingue une certaine quantité de matière qui pourrait être constituée
de nuages de gaz ionisé, présentant un mouvement de chute vers un point
particulier, situé dans la constellation du Sagittaire, connue sous le nom de
Sagittarius A. Sagittarius A est une source radio compacte (de diamètre inférieur à
20 Unités Astronomiques) qui coïncide avec le centre dynamique de la Galaxie.
On ne sait pas encore ce qu’est cette mystérieuse source ni ce qui se cache au
centre de la Galaxie, où tant de matière est violemment attirée. Toutes les mesures
semblent indiquer la présence d’une concentration exceptionnelle de masse. Peutêtre un trou noir, mais cela reste à démontrer. Pour l’instant, la nature du cœur de
la Galaxie demeure un mystère.
MASSE GALACTIQUE ET COURBES DE ROTATION
Par analogie avec le mouvement des planètes autour du Soleil, on a cru longtemps
que dans notre Galaxie les parties les plus proches du centre tournaient plus
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rapidement que les parties situées à la périphérie, autrement dit que la vitesse de
rotation diminuait proportionnellement à l'éloignement du centre.
Cette conviction s’appuyait sur l’hypothèse que la masse d’une galaxie était
concentrée pour la plupart dans le noyau central.
En mesurant la courbe de rotation de la Galaxie, c’est-à-dire sa vitesse de rotation
en fonction de l'éloignement au centre, on s’est rendu compte que, quand on
s’éloigne vers l’extrême périphérie de la Galaxie, la vitesse de rotation ne diminue
pas mais demeure constante. Cela signifie que la masse de la Galaxie est
distribuée de façon plus uniforme qu’on ne s’y attendait. La masse gravitationnelle
de la Galaxie (gravitation) qu’il est possible de déduire de la courbe de rotation, dite
aussi masse « dynamique », est égale à trois cents milliards de masses solaires.
Par ailleurs, si l’on comptabilise la masse du halo de la Galaxie, alors cette masse
dynamique totale s’élève à environ 1 000 milliards de masses solaires.
Il existe deux façons de calculer la quantité de matière présente dans un lieu
donné. Cette valeur peut être calculée à partir de l’attraction gravitationnelle que ce
lieu exerce sur les corps voisins, ou bien à partir de la quantité de rayonnement
électromagnétique qu’il émet.
Dans le cas de notre Galaxie, la masse « visible » déduite grâce à la quantité de
rayonnement émis est sensiblement inférieure à la masse dynamique mesurée au
moyen des courbes de rotation. Une interprétation possible de cette différence
réside dans l’existence de matière obscure qui n’émet aucun type de rayonnement,
mais contribue au bilan gravitationnel de la Galaxie dans son ensemble. Les
candidats proposés pour expliquer l’existence de cette matière invisible sont
nombreux. Parmi eux, citons une possible concentration de trous noirs ou encore
de petits corps, étoiles ratées nommées naines brunes, ou encore une substance
inconnue des physiciens. Ce sujet reste pour l’instant un mystère des plus
passionnants.
COMPOSITION GALACTIQUE
Notre Galaxie est un grand agrégat d’étoiles, de gaz et de poussière interstellaire,
dont la cohésion est assurée par la force gravitationnelle. À côté de cela, on ne doit
pas oublier les rayons cosmiques, et le champ magnétique galactique qui joue un
rôle non négligeable dans la physique de notre Galaxie.
Le milieu interstellaire
Les étoiles qui composent notre Galaxie sont plus de 200 milliards, et la distance
moyenne qui sépare deux étoiles de la Voie Lactée est très grande. À l’intérieur
d’un cube ayant un côté égal à cinq années-lumière, on trouve en moyenne une
seule étoile. L’immense espace autour de l’étoile n’est pas vide, mais est rempli par
le milieu interstellaire qui se présente sous la forme de gaz et de poussière. La
masse totale du milieu interstellaire est d’environ un dixième de la masse de toutes
les étoiles de la Galaxie. Mais le milieu interstellaire et les étoiles ne sont pas deux
choses distinctes. Au contraire, le gaz interstellaire est l’élément indispensable à la
naissance des étoiles qui, à leur tour, lui restituent de la matière enrichie sous
forme d'éléments lourds (carbone, oxygène, calcium, fer, etc.), synthétisés au cours
de leur existence. Le milieu interstellaire a une structure très hétérogène. Il peut se
présenter sous la forme de condensations de matière, telles que les nébuleuses
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brillantes, divisées en nébuleuses à réflexion (si elles reflètent la lumière d’une
étoile proche) et en nébuleuses à émission (si la lumière émise est un effet de
l’excitation atomique provoquée par la présence d’une étoile proche) et les
nébuleuses obscures, ainsi appelées parce qu’elles se trouvent à une grande
distance des étoiles et ne sont pas éclairées par ces dernières. Le milieu
interstellaire est distribué surtout le long du plan galactique et, est beaucoup plus
raréfié, également dans le halo.
Le gaz interstellaire
Le gaz interstellaire se compose d’atomes et de molécules dispersés entre les
étoiles, dont la densité dans le plan galactique ne dépasse pas celle d’une particule
par centimètre cube.
La plupart des informations que nous possédons sur le gaz interstellaire provient de
l’observation des ondes radio émises (ondes électromagnétiques). Dans le spectre
radio, la longueur d’onde radio à 21 cm a un rôle privilégié car elle représente la
fréquence d’émission de l’hydrogène atomique, qui est l’élément le plus abondant
parmi les éléments présents dans l’espace interstellaire. Sur cent atomes en effet,
au moins 90 sont d’hydrogène, tandis que les atomes restants sont l’hélium
(environ 9 %), l’azote, l’oxygène, le carbone... L’observation du ciel à la longueur
d’onde de 21 cm a permis de réaliser une carte des régions de la Galaxie riches en
hydrogène atomique. De cette façon, on s’est rendu compte que le gaz n’est pas
distribué uniformément le long du disque de la Galaxie, mais se concentre dans la
région centrale et le long des bras spiraux. Toujours grâce aux observations radio,
on a pu constater que l’hydrogène neutre, indiqué par le symbole HI, se présente
sous la forme de nébuleuses obscures de masse comprise entre 0,1 et
1 000 masses solaires. Ces nuages ont une densité d’environ cinquante particules
par centimètre cube, une densité très basse si l’on songe que, pour réaliser le
« vide » dans un laboratoire, on ne parvient pas à descendre au-dessous de cette
valeur. La température des nuages elle aussi est très basse, environ -200°C.
Dans la gamme du visible, on peut observer par contre les régions HII, nébuleuses
brillantes à émission, considérées comme les objets astronomiques les plus beaux
de notre Galaxie. Ces grands nuages d’hydrogène ionisé (ion) sont en général
associés à des étoiles jeunes, massives, très lumineuses et chaudes, qui émettent
intensément dans l’ultraviolet. Leurs dimensions varient d’une année-lumière à
plusieurs centaines d’années-lumière, et leur température peut atteindre jusqu’à
10 000 degrés Kelvins.
D’autres constituants importants du gaz interstellaire sont les nuages moléculaires,
vastes amas de gaz contenant une grande quantité de molécules, qui ont été
découvertes au fur et à mesure, ces trente dernières années, grâce à leurs
émissions dans le domaine des ondes millimétriques. La première de ces
molécules, le radical hydroxyle ou radical OH, fut découverte en 1963. À ce jour, les
espèces de molécules interstellaires connues sont plus de 90, et la plupart sont des
molécules organiques. Nombre de ces molécules sont présentes aussi sur Terre.
Par exemple, il existe des observations d’alcool éthylique en condensation
gazeuse, dans des proportions telles qu’elles pourraient remplir d’alcool environ
1028 bouteilles de whisky. La masse des nuages moléculaires dépasse
500 000 masses solaires, et leur densité dans les régions centrales est d’environ
10 000 particules par centimètre cube. La température est en général très basse,
dans certains cas inférieure à -260°C. L’observation dans le spectre infrarouge
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(ondes électromagnétiques) semble indiquer que, précisément dans ces régions,
les étoiles sont actuellement en cours de formation. On estime que la moitié de la
masse du milieu interstellaire est condensée sous la forme de ces nuages et
complexes moléculaires. Comprendre la naissance d’une étoile passe
nécessairement par l’étude et l’analyse des processus physiques et chimiques qui
ont lieu à l’intérieur de ces nuages.
Les nuages moléculaires et les nuages d’hydrogène neutre ne remplissent pas
toutefois la totalité du volume interstellaire. Les observations dans l’ultraviolet et
dans le spectre des rayons X ont mis en évidence l’existence d’un gaz très chaud,
d’une température comprise entre 500 000 et 1 million de degrés Kelvins, et
extrêmement dilué (3 000 particules par mètre cube). Selon toute probabilité, ce
gaz est la conséquence des explosions de supernovae, explosions qui dans la
Galaxie ont lieu environ tous les trente ans.
La poussière interstellaire
On estime qu’il y a dans notre Galaxie environ 10 53 grains de poussière
interstellaire, c’est-à-dire le double des grains de sable estimés sur Terre. Bien
qu’elles représentent moins de 2 % de la masse entière du milieu interstellaire, les
poussières jouent un rôle très important dans la vie de la Galaxie. Elles absorbent
en effet la lumière stellaire, en émettant aussi, dans l’infrarouge lointain (ondes
électromagnétiques), plus d’énergie que les étoiles elles-mêmes. Ces poussières
sont par ailleurs le siège de formation de la molécule interstellaire la plus
abondante de l’Univers, la molécule d’hydrogène. Les poussières occultent la
lumière des étoiles devant lesquelles elles sont interposées. Ce phénomène,
appelé extinction interstellaire, est causé d’un côté par l’absorption réelle de la
lumière par les poussières, qui par conséquent chauffent, et de l’autre par la
diffusion de cette lumière dans des directions différentes de leur direction d’origine.
Ce dernier effet, qui correspond à un phénomène qui en optique s’appelle diffusion
de la lumière, fait que la quantité de lumière observée est inférieure à la quantité
effectivement émise par l’étoile. Le phénomène de l’extinction interstellaire
représente un grand problème pour les astronomes. La lumière de milliards
d’étoiles dans la direction du centre de notre Galaxie est absorbée ou interceptée
par une grande quantité de poussières sombres qui divisent la Voie Lactée, si nous
l’observons de biais, en deux longs fleuves d’étoiles parallèles. L’extinction
interstellaire dépend fortement des longueurs d’onde d’observation. Puisque la
poussière est constituée de grains de moins d’un micron (10 -6 m), l’effet de
l’extinction interstellaire est d’autant plus sensible que la longueur d’onde est plus
petite. Il est donc pratiquement nul dans l’infrarouge lointain et dans les ondes
radio, tandis qu’il est important dans le visible et dans l’ultraviolet, où il atteint son
maximum pour une valeur de longueur d’onde égale à environ 2200 Å. Par
conséquent, si une étoile se trouve derrière un nuage de poussière, elle nous
semblera plus rouge qu’elle ne l’est en réalité. La mesure du changement de
couleur (rougissement interstellaire) d’une étoile donnée, comparée à celle d’une
étoile semblable non occultée par la poussière, permet de remonter à la quantité de
poussière interposée entre l’étoile et nous. On a observé qu’en général, cette
quantité est proportionnelle à la quantité de gaz interstellaire présent, ce qui
démontre que la poussière et le gaz du milieu interstellaire sont bien mélangés.
L’énergie de la lumière absorbée réchauffe les poussières interstellaires, mais cette
augmentation de température est gênée par la perte de chaleur par rayonnement
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dans l’infrarouge lointain. La température d’équilibre se stabilise par conséquent
autour de -240°C, même si elle peut varier beaucoup d’une région à l’autre de la
Galaxie. Les observations dans l’infrarouge lointain permettent, par conséquent, de
localiser les régions où la poussière est la plus abondante. Ces régions, dans de
nombreux cas, correspondent aux nuages moléculaires. Un résultat surprenant de
ces observations est que notre Galaxie irradie la moitié de son énergie dans
l’infrarouge lointain et la moitié aux longueurs d’onde visibles, ce qui implique que la
moitié de la lumière des étoiles est absorbée par la poussière.
Les observations dans le visible et dans l’infrarouge ont permis, en outre, de
mesurer les dimensions et la composition chimique des poussières interstellaires.
C’est ainsi qu’on a découvert que la poussière interstellaire est faite de minuscules
particules solides de dimension comprise entre 10 -9 et 10-7 m. Ces particules sont
des agglomérats de molécules formés par les éléments les plus abondants : eau,
composés ferreux, silicates de différents types (silicates d’aluminium, fer,
magnésium, etc.) et carbone sous la forme de graphite.
Pour l’essentiel, la poussière interstellaire s’est formée probablement dans les
enveloppes en expansion qui entourent les étoiles froides ou dans les vestiges de
supernovae, où les éléments initialement gazeux se condensent en grains solides.
Les petits grains peuvent grossir à l’intérieur des nuages moléculaires, en capturant
des atomes et des molécules.
Champ magnétique galactique
Le milieu interstellaire est plongé dans un champ magnétique faible mais étendu,
dont l’origine est encore inconnue. On pense toutefois qu’il était déjà présent dans
le nuage initial qui donna lieu à la Galaxie.
Des mesures de l’émission radio ont montré que le champ magnétique est plus
intense dans le disque galactique. En effet, son intensité et son orientation
semblent être, pour le moins en première approximation, liées à la densité et à la
géométrie du milieu interstellaire. Plus les poussières et le gaz sont denses, plus
l’intensité du champ magnétique est grande.
Rayons cosmiques
Le rayonnement cosmique galactique est essentiellement constitué de noyaux
ayant une énergie très élevée, les protons (90 %) et les particules . Le
rayonnement cosmique comprend aussi des électrons rapides, mais en nombre
faible (1 électron pour 100 noyaux). L’énergie moyenne de l’un de ces noyaux est
de 1 ou 2 GeV (milliards d'électronvolts), mais les particules les plus énergétiques
peuvent atteindre 1 000 milliards de GeV, une valeur très élevée si l’on pense que
même avec des accélérateurs de particules les plus puissants disponibles sur
Terre, on ne parvient pas à produire des particules de plus de 100 GeV d’énergie.
Bien que la densité des rayons cosmiques soit négligeable par rapport à celle du
gaz interstellaire, le rayonnement cosmique joue un rôle essentiel dans le bilan
énergétique de la Galaxie. Les grandes quantités d’énergie transportées par les
rayons cosmiques sont comparables en effet aux quantités d’énergie irradiée par
les étoiles. En outre, les rayons cosmiques sont à l’origine de la formation de
certains éléments chimiques, tels que le béryllium, le bore et le lithium 6. L’origine
des rayons cosmiques et les mécanismes qui sous-tendent ces accélérations sont
6
encore incertains, même si l’on suppose que les rayons cosmiques d’énergie
moyennement élevée peuvent être produits par le biais des explosions des
supernovae.
Les étoiles
Une grande partie de la masse présente dans la Galaxie est constituée d’étoiles.
Selon les calculs, il y en a au moins 150 milliards, dont à peine 6 000 sont visibles à
l’œil nu.
Les astronomes les classent en deux catégories principales. Les étoiles de
population I sont constituées d’étoiles jeunes, caractéristiques du disque galactique,
qui ont bénéficié de l’enrichissement de la matière cosmique dû à la
nucléosynthèse stellaire des générations qui les ont précédées, et sont donc riches
d’éléments lourds. Les étoiles de population II sont des étoiles plus vieilles,
présentes surtout dans le halo galactique. Leur composition chimique est plus
pauvre en éléments lourds (qui, pour les astronomes, sont tous les éléments plus
lourds que l’hélium). Ces éléments sont de cent à dix mille fois moins abondants
que dans le Soleil et dans d’autres étoiles du disque.
Population stellaire du type I : amas ouverts
Les étoiles de population I sont confinées dans le plan galactique et se regroupent
en partie en amas qui contiennent quelques dizaines à plusieurs centaines
d’étoiles. Leur âge varie de quelques millions à 5 milliards d’années. Parmi ces
groupes d’étoiles, qui sont probablement nées en même temps, le plus connu est
l’amas des Pléiades. Il se compose de plus de 300 étoiles (dont 6 visibles à l’œil
nu), dont la naissance pourrait remonter à il y a environ 20 millions d’années. Par
opposition aux amas globulaires, concentrations très denses d’étoiles, ces amas
sont dits aussi « ouverts », précisément parce que la densité des étoiles présentes
est plutôt faible. Les étoiles, en effet, sont plutôt éloignées les unes des autres, et
l’appartenance à l’amas est souvent incertaine, et ne peut être déterminée que
grâce au fait que les étoiles se déplacent toutes ensemble et plus ou moins à la
même vitesse.
Avec le temps, les amas ouverts tendent à perdre une partie de leurs étoiles. Il est
possible, en effet, que les orbites des étoiles autour du barycentre de l’amas soient
perturbées par les interactions gravitationnelles avec d’autres parties de l’amas.
Certaines d’entre elles finissent ainsi par se détacher du groupe, et deviennent des
étoiles isolées. Selon les calculs des astronomes, il se produit au moins une
évasion toutes les cent mille années. Par conséquent, l’âge d’un amas ouvert ne
dépasse pas cent millions d’années, après quoi toutes les étoiles se trouvent
dispersées dans le disque galactique.
Dans les régions des bras spiraux du disque se trouve généralement un nombre
plus élevé d’étoiles massives (et donc jeunes) que dans les régions internes. Cela
explique pourquoi ces zones sont colorées d’un beau bleu brillant, qui s’oppose à
l’orange ténu du bulbe galactique.
Populations stellaires de type II : amas globulaires
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Le halo galactique contient les étoiles les plus vieilles de la Galaxie, les étoiles de
population II. Elles peuvent évoluer individuellement ou être regroupées dans les
amas globulaires, concentrations denses d’étoiles formant de grandes sphères
lumineuses. Chaque amas présente un diamètre d’environ cent années-lumière et
peut contenir de cent mille à un million d’étoiles, séparées par une distance
moyenne comprise entre 0,5 et 2 années-lumière. Le nombre d’étoiles par unité de
volume n’est pas le même en tout point de l’amas globulaire, mais augmente au fur
et à mesure qu’on se déplace du bord vers le centre. Au centre, la densité d’étoiles
peut atteindre des valeurs égales à mille fois la densité d’étoiles au voisinage
solaire. Si nous habitions sur une planète en orbite autour d’une étoile située au
centre d’un amas globulaire, le ciel nous apparaîtrait complètement recouvert
d’astres brillants, cela, 24 heures sur 24.
Les étoiles d’un amas globulaire restent groupées sous l’effet de la force
d’attraction gravitationnelle qu’elles exercent les unes sur les autres. La forme
sphérique globale est le résultat de l’homogénéité de ces forces d’attraction. En
raison de la forte densité d’étoiles, les collisions entre étoiles ne sont pas rares ; il
peut s’en suivre la formation de systèmes très serrés, voire d’un trou noir central.
Ces scénarios sont confortés par des observations faites par les satellites à
rayons X ; on a découvert en effet que parmi les étoiles des amas globulaires, sont
présents des pulsars ayant des périodes de quelques millièmes de seconde, et des
étoiles à neutrons.
Les amas globulaires sont présents dans la plupart des galaxies, indépendamment
de leur morphologie et de leur taille. Dans notre Galaxie, il y en a environ 150, qui
se meuvent suivant de gigantesques orbites elliptiques autour du centre galactique.
Il est probable toutefois que leur nombre est supérieur, car de nombreux amas sont
cachés par la poussière interstellaire. La mesure de la vitesse à laquelle un amas
globulaire parcourt son orbite peut contribuer à déterminer avec une plus grande
précision la masse totale de la Galaxie à laquelle il appartient. Un amas se trouvant
à une distance R du centre galactique a en effet une vitesse proportionnelle à
(M/R)1/2, M étant la masse totale contenue dans la sphère de rayon R. En
comparant la masse M obtenue à partir de la vitesse de rotation de l’amas
globulaire autour de la galaxie avec la masse observée directement par le biais du
rayonnement électromagnétique émis (qui en général est inférieure), on peut
remonter à la quantité de masse sombre (non émettrice de rayonnement) existante.
Cette masse pourrait être constituée par exemple par des étoiles de très faible
masse.
POSITION DU SOLEIL
Au début du XXe siècle, on croyait encore que le Soleil occupait le centre de la
Galaxie. D’un point de vue scientifique, cette idée semblait confirmée par le fait
que, selon les observations, le nombre d’étoiles par unité de surface était constant
dans toutes les directions dans le disque galactique. Comme on savait par ailleurs
que le nombre d’étoiles diminuait au fur et à mesure que l’on s’éloignait du plan
galactique, cette mesure laissait à penser que le Soleil occupait une position
privilégiée, et que cette position était précisément le centre de la Voie Lactée. Ce
n’est que dans les premières années du XXe siècle que l’Américain Harold Shapley
déplaça définitivement, vers la périphérie, le Soleil et tout le Système solaire,
déterminant également les dimensions de la Galaxie. En cherchant à mesurer la
position et la distance des amas globulaires, Shapley avait observé que la plupart
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d’entre eux étaient concentrés dans une zone du ciel plutôt éloignée du Soleil, et
précisément, dans la direction de la constellation du Sagittaire. Cette direction
devait donc avoir quelque chose de « spécial ». Les amas globulaires se
déplaçaient en effet autour du centre de la Galaxie, centre qui ne correspondait
certainement pas au Système solaire. Pour ses mesures, Shapley avait utilisé une
catégorie spéciale d’étoiles variables présentes dans les amas globulaires, les RR
Lyrae (étoile), caractérisées par le fait qu’elles ont toutes à peu près la même
luminosité intrinsèque. Puisque la luminosité apparente d’une étoile diminue en
proportion du carré de la distance qui nous en sépare, connaissant la luminosité
intrinsèque des RR Lyrae ainsi que leur luminosité apparente, Shapley remonta à
leur distance, et en déduisit que le Soleil devait se trouver à environ 60 000 annéeslumière du centre de la Galaxie. En réalité, Shapley ne connaissait pas à cette
époque l’existence des poussières, établie seulement en 1930, qui atténue la
lumière émise par les étoiles des amas globulaires et les fait apparaître plus
éloignées qu’elles ne le sont. Ce n’est que de nombreuses années plus tard, quand
l’effet de la poussière sur les mesures fut introduit, que Shapley réussit à
déterminer de façon exacte et indiscutée la position du Soleil dans la Voie Lactée :
30 000 années-lumière du centre, environ.
ROTATION GALACTIQUE
L’ensemble de la Galaxie, y compris, naturellement, les grands bras spiraux, est
animé par un mouvement de rotation autour de son centre. La Galaxie, toutefois, ne
tourne pas comme un corps rigide, comme par exemple la roue d’un char. La
matière la plus proche du centre tourne en effet plus rapidement que la matière
située à la périphérie. Le Soleil, par exemple, tourne autour du centre en une
période d’environ 200 millions d’années, alors que les étoiles plus internes mettent
beaucoup moins de temps pour effectuer une orbite complète.
Compte tenu de la « lenteur » à laquelle ils tournent par rapport à la vitesse de
rotation du corps central de la galaxie, les bras, non seulement dans notre Galaxie
mais dans toutes les galaxies spirales, devraient s’enrouler autour du noyau central
et disparaître au bout de quelques centaines de millions d’années. La raison pour
laquelle cela ne se produit pas, tient à l’existence d’un mécanisme qui reforme
continuellement les bras galactiques. Les ellipses décrites par les étoiles et par le
gaz qui orbitent autour du centre galactique, ont une vitesse de rotation
inversement proportionnelle à la dimension de leur axe. Plus l’axe est petit, plus la
rotation est rapide. À cause de cet écart de rotation, au bout d’un certain nombre de
tours, les axes des ellipses ne sont plus alignés et les orbites commencent à se
superposer. C’est ainsi qu’il se forme des zones de plus grande densité, les bras
précisément, où la matière est comprimée et dans lesquels est favorisée la
formation d’étoiles massives, telles que les brillantes étoiles bleues que nous
voyons luire dans les spirales de notre Galaxie. Bien que les bras semblent être des
structures continues, les techniques d’analyse des images au moyen d’ordinateurs
dont nous disposons aujourd’hui ont confirmé l’existence d’ondes de densité qui se
propagent à travers la Galaxie.
CARTES GALACTIQUES
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Les images de la Voie Lactée à différentes longueurs d’onde contiennent une
grande quantité d’informations sur la structure et la composition de notre Galaxie.
L’image optique laisse apparaître la forme générale de la Galaxie, mais l’extinction
due à la poussière nous cache les régions centrales.
L’image obtenue aux longueurs d’onde radio est le résultat de l’émission
synchrotons induite par des électrons qui se déplacent à des vitesses relativistes,
autrement dit proches de la vitesse de la lumière ; ces derniers sont plongés dans
un champ magnétique. Cette carte met en évidence les structures du champ
magnétique à grande échelle présentes dans la Galaxie.
La carte de l’hydrogène atomique, qui émet à la longueur d’onde caractéristique de
21 cm, montre de quelle façon le gaz interstellaire est distribué entre les étoiles.
L’émission de la Galaxie provient du gaz très chaud (millions de degrés) et peu
dense, résidu de l’explosion de supernovae, les restes de supernovae.
Aux longueurs d’onde infrarouges, on observe une longue bande lumineuse, qui
correspond au plan galactique. Les régions les plus brillantes correspondent à la
poussière interstellaire réchauffée par des étoiles chaudes de formation récente.
SYSTÈMES EXTRAGALACTIQUES
CATALOGUES DE GALAXIES
Le premier et le plus célèbre des catalogues de galaxies est celui de l’astronome
français Charles Messier, effectué en 1771. Outre les galaxies, ce catalogue inclut
de nombreuses nébuleuses galactiques. En effet, Messier était un chasseur de
comètes, et il regroupa dans son catalogue 103 objets qui se présentaient comme
des taches de lumière diffuse et faible, parce qu’il ne voulait pas qu’ils l’induisent en
erreur dans ses observations. Au cours de ces mêmes années, un autre astronome
célèbre, William Herschel, formula l’hypothèse selon laquelle ces taches de lumière
étaient des agrégats d’étoiles situés hors de notre Galaxie. Mais il fallut attendre
140 ans avant de découvrir que parmi les 103 « nébuleuses », étaient représentées
deux sortes d’objets : les nébuleuses gazeuses correspondant aux nuages de gaz
de notre Galaxie, et les « nébuleuses extragalactiques » ou galaxies, îles d’étoiles
situées bien au-delà de notre Galaxie, qui devint dès lors une galaxie parmi tant
d’autres. La classification des galaxies incluses dans le catalogue Messier
commence par un M. La galaxie d’Andromède, par exemple est la galaxie de
Messier 31 ou M31. Aux 103 objets énumérés par Messier furent ajoutées dans les
années suivantes, jusqu’en 1867, 7 autres sources.
En 1888, le Danois Johan L. E. Dreyer publia un autre catalogue étendu, le New
General Catalogue (dans lequel les noms des objets classifiés commencent par
NGC), augmenté en 1895 et en 1908 par l’Index Catalogue (IC). Certaines galaxies
particulièrement brillantes ont aussi un nom propre ou une dénomination liée à la
constellation à laquelle elles appartiennent. D’autres, extrêmement petites, sont
identifiées au moyen de leurs coordonnées équatoriales. Dans le cas des
radiogalaxies et, en général, des galaxies actives, on se réfère au catalogue 3C ou
troisième catalogue de Cambridge rédigé au début des années 60.
CLASSIFICATION
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Les galaxies se présentent à l’observateur sous de multiples formes et selon des
orientations très diverses. Depuis toujours, on a cherché à les classer sur la base
de leur apparence morphologique. Ce critère de classification pourrait induire une
interprétation erronée des observations, et ne doit donc pas être appliqué de façon
rigide.
La classification largement adoptée est celle qu’a introduite l’astronome américain
Edwin P. Hubble en 1924, et qui a été revue en 1961 par Allan Sandage. Selon leur
apparence, les galaxies sont subdivisées en elliptiques (E), lenticulaires normales
(SO) ou barrées (SBO), spirales normales (S) ou barrées (SB) et irrégulières (Irr).
Les galaxies elliptiques ont une distribution d’étoiles uniforme avec des contours de
luminosité elliptiques. Elles se subdivisent à leur tour en 8 sous-groupes, selon leur
forme plus ou moins aplatie. On va de E0, qui comprend des galaxies quasiment
sphériques, à E7, où sont regroupées des galaxies très elliptiques. Comme
exemple extrême de cette classe, on peut citer la galaxie NGC 4636 comme E0 et
la NGC 3115 comme E7. Parmi les galaxies elliptiques, on distingue deux autres
sous-groupes, celui des galaxies elliptiques supergéantes (cD) et celui des galaxies
elliptiques naines (dE).
À la différence des galaxies elliptiques, les spirales alternent des régions
lumineuses et des régions obscures. Les spirales normales, semblables à de
grandes roues à vent lumineuses, présentent un bulbe central brillant et de longs
bras en spirale. Trois sous-groupes (Sa, Sb et Sc) distinguent dans cette classe des
systèmes au noyau de plus en plus petit, par rapport aux bras, et des bras de plus
en plus ouverts. La Voie Lactée peut être placée entre la Sb et la Sc.
Les galaxies spirales barrées (ex. NGC 1265) présentent, elles, un noyau en forme
de barre aux extrémités duquel partent les bras. Ces galaxies elles aussi se
subdivisent en trois sous-groupes (SBa, SBb et Sbc) avec des critères analogues à
ceux des spirales normales.
Les galaxies irrégulières n’ont aucune symétrie apparente et n’ont pas de structure
définie. Elles sont riches en gaz interstellaire et ont, en général, une masse et une
luminosité réduites.
Les galaxies lenticulaires, comme la NGC 5866, s’interposent par leur aspect entre
les galaxies elliptiques et les galaxies en spirale. Il s’agit de galaxies très grandes,
qui ressemblent à des spirales ordinaires, dont auraient été éliminées, pour
certaines d’entre elles, toutes les poussières et la plupart du gaz.
Les galaxie ont des masses elles aussi très variables. On va des elliptiques
supergéantes, d’une masse égale à 1013 fois celle du Soleil, aux galaxies naines,
d’une masse égale à 108 masses solaires. Les galaxies spirales, parmi lesquelles la
nôtre, ont des masses de l’ordre de 1011 masses solaires. On estime que les
galaxies irrégulières ont, quant à elles, des masses intermédiaires, de l’ordre de
109 masses solaires. En plus des critères morphologiques et dimensionnels, il
existe des classifications qui se fondent sur d’autres critères, par exemple sur la
nature des raies spectrales (séries spectrales) observées, ou bien sur leur
luminosité.
PROPORTIONS DES DIFFÉRENTS TYPES DE GALAXIES
Les galaxies spirales représentent environ 60 % des galaxies présentes dans
l’Univers. Suivent les elliptiques et les lenticulaires (à peu près 30 %), tandis que les
10 % restants se partagent entre les galaxies irrégulières et non classées. Ces
proportions sont conditionnées toutefois par les conditions d’observation, qui
11
privilégient les galaxies les plus brillantes et les plus étendues. Ces décomptes
négligent de nombreuses galaxies naines, qui sont cependant très nombreuses.
ÉVOLUTION
La formation et l’évolution des étoiles ont fait l’objet d’études pendant de
nombreuses années et, grâce aux innombrables observations dont nous disposons,
elles sont aujourd’hui assez bien comprises. On ne peut pas en dire autant des
galaxies. De l’astronomie conventionnelle, il faut passer ici à l’astrophysique puis à
la cosmologie. Les distances considérables en jeu rendent difficile une analyse
détaillée de ces objets. En outre, les nombreux ingrédients dont ils sont constitués étoiles, gaz et poussière interstellaire, champ magnétique - contribuent à la
complexité du modèle évolutif.
Selon les théories les plus communément admises, les galaxies ont eu pour origine
des nuages d’hydrogène et d’hélium appelés protogalaxies. Les protogalaxies à
vitesse de rotation élevée devinrent les galaxies spirales, tandis que les nuages à
rotation plus lente donnèrent lieu aux galaxies elliptiques et lenticulaires. En effet, si
la vitesse de rotation est élevée, le nuage de gaz s’aplatit jusqu’à former un disque
en forme de spirale et riche en gaz qui, dans les zones où la densité est très
élevée, se condense, donnant naissance à des étoiles très chaudes. En cas de
rotation lente, l’effondrement gravitationnel n’empêche pas l’agrégation de gaz
diffus en étoiles partout dans le nuage. La transformation de ce gaz en étoiles
implique une forme elliptique plus ou moins marquée. Selon cette théorie, les
galaxies acquièrent leur forme définitive dès le début de leur histoire et demeurent
ensuite inchangées.
Des considérations sur la conservation de la masse et du moment angulaire
excluent le passage d’une galaxie d’une classe morphologique à une autre. Par
exemple, il est très improbable qu’une galaxie elliptique se transforme par évolution
en une galaxie spirale. Il serait difficile en effet de justifier une perte de matière
propre à réduire jusqu’à 30 fois la masse de la galaxie, qu’on ait recours à des
évaporations d’étoiles ou à des processus plus explosifs, libérant de la matière vers
l’extérieur de la galaxie. Le processus inverse, galaxies spirales se transformant en
galaxies elliptiques, doit être exclu lui aussi, car il nécessiterait une accrétion
invraisemblable de la matière intergalactique. En outre, une galaxie spirale présente
un moment angulaire par unité de masse plus grand qu’une galaxie elliptique. Dans
ce cas également, on ne connaît pas de mécanismes permettant à une galaxie de
changer de moment angulaire. La rotation des spirales pourrait, en principe,
décroître à cause de son interaction avec le gaz intergalactique, mais en réalité ceci
n’a pas lieu parce que la contribution substantielle au moment angulaire total de la
galaxie vient des différentes étoiles constituantes, dont le moment angulaire ne
peut pas diminuer non plus.
Outre ces considérations, les observations de la quantité de matière interstellaire et
du type d’étoiles présentes dans les galaxies sembleraient conforter l’hypothèse
selon laquelle les galaxies acquièrent leur aspect général ou leur classe
morphologique au moment de leur formation, et que l’évolution suivante n'affecte
pas la classe à laquelle elles appartiennent.
STRUCTURE : POPULATION ET DISTRIBUTION STELLAIRE
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Une étude des populations stellaires des galaxies n’est possible que pour un
nombre restreint d’objets appartenants au Groupe Local, tels que les Nuages de
Magellan et Andromède. Dans ces cas, les distances en jeu, ainsi que l’utilisation
de télescopes très puissants, permettent de distinguer les différentes étoiles
constituantes, au moins les plus brillantes. Dans le cas des galaxies plus éloignées,
l’étude se fonde sur des quantités intégrées, c’est-à-dire non pas sur une étoile
isolée mais sur un amas, un noyau galactique ou même sur l’ensemble de la
population stellaire de la galaxie considérée. Il existe des différences substantielles
dans la constitution des galaxies de différentes classes. Les elliptiques, tout comme
les lenticulaires, sont pauvres en matière interstellaire. La formation stellaire
présente est donc faible ou absente, et elles contiennent essentiellement des
étoiles de population II, qui semblent s’être formées il y a de nombreux milliards
d’années. La présence d’étoiles très vieilles est responsable de la couleur rouge qui
caractérise ces galaxies. Dans les galaxies spirales, les deux populations, c’est-àdire les étoiles jeunes et les étoiles vieilles, coexistent : les premières dans les bras
spiraux, les secondes dans le bulbe et le halo galactique. Les galaxies irrégulières
sont particulièrement riches en gaz et en étoiles jeunes.
AMAS ET SUPERAMAS
Les galaxies sont regroupées en amas de galaxies, groupes contenant des
centaines de milliers de galaxies. Dès les années 50, Fritz Zwicky et George Abell
avaient catalogué une dizaine de milliers d’amas de galaxies, répartis en groupes
(contenant quelques dizaines de membres), en amas et en amas riches (contenant
des milliers de membres). Jusqu’à la fin des années 70, on pensait que les amas
de galaxies étaient distribués au hasard dans l’espace. En effet, on ne mesurait que
les positions des galaxies projetées sur la sphère céleste, qui peuvent être tirées de
la simple observation de photographies effectuées au moyen de grands télescopes.
Néanmoins on ne mesurait pas la troisième coordonnée, c’est-à-dire la distance
nous séparant de ces galaxies. À partir des années 80, les cosmologistes se sont
concentrés sur cet aspect, et les surprises ont été nombreuses. Dès 1956, Gérard
de Vaucouleurs avait émis l’hypothèse de l’existence d’un superamas local,
comprenant l’amas de Virgo (ou de la Vierge) et un grand nombre de groupes de
galaxies. C’est de l’un de ces groupes (celui que l’on appelle le Groupe Local), situé
à la périphérie du superamas local, que fait partie notre Galaxie. Il existe 10 % de
galaxies dans les amas riches, 30 à 40 % dans les amas pauvres et les groupes et
50 % dispersés à travers le milieu intergalactique. Les dimensions du superamas
local sont d’environ 150 millions d'années-lumière. Il s’agit donc d’une structure
2 000 fois plus grande que notre Galaxie. Les mesures systématiques effectuées
par les savants du Center for Astrophysics de Cambridge (États-Unis) ont permis
de déterminer les distances de plusieurs dizaines de milliers de galaxies, et d’établir
que les galaxies et les amas de galaxies sont effectivement organisés en
superamas de galaxies, qui apparaissent sous la forme d’énormes filaments. Ces
structures mesurent des centaines de millions d'années-lumière de longueur et
« seulement » quelques dizaines de milliers d'années-lumière d’épaisseur. Les
filaments sont séparés les uns des autres par de grands « vides » de plusieurs
centaines de millions d'années-lumière, dans lesquels le nombre de galaxies est
très réduit. Aux intersections des filaments, on trouve les superamas de galaxies,
grandes condensations d’amas de galaxies. Le superamas de Coma, situé dans la
constellation de la Chevelure de Bérénice, est particulièrement bien étudié. Il se
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trouve à une distance d’environ 450 millions d'années-lumière, et occupe dans le
ciel une aire de 10° x 30°. Il mesure environ 80 x 200 millions d'années-lumière. Le
superamas de Perseus-Pegasus-Pisces est formé de nombreux amas qui se
distribuent sur une ligne courbe s’étendant dans le ciel sur plus de 60°. Sa distance
est de 320 millions d'années-lumière. Beaucoup plus loin (environ 700 millions
d'années-lumière), on trouve l’amas d’Hercule, qui fait lui aussi l’objet de
nombreuses études.
CATALOGUE DES AMAS
Les amas de galaxies les plus riches contiennent environ 10 000 galaxies ; dans le
centre se trouve généralement une galaxie elliptique supergéante. Ces amas ont
été catalogués par George O. Abell en 1958. Ce catalogue contient plus de
2 000 amas, dont certains sont éloignés de 5 milliards d’années-lumière. Les
principales limitations de ce catalogue sont la couverture prédominante du ciel
boréal vis-à-vis du ciel austral, la limitation dans le redshift maximum des amas, et
certaines erreurs dans l’échelle des magnitudes. Le catalogue a été mis à jour en
1989 par les astronomes Harold G. Corwin et Ronald P. Olowin, et c’est encore
aujourd’hui le plus utilisé. Ces deux catalogues sont la conséquence d’une étude
attentive et patiente de plaques photographiques prises dans les observatoires du
mont Palomar en Californie et de Siding Spring en Australie. Les critères de
classification sont quasiment les mêmes pour les deux catalogues. Un amas rentre
dans le catalogue quand il possède plus de 50 galaxies dans l’intervalle de
luminosité qui va de M à M+2, M étant la magnitude de la troisième galaxie la plus
brillante.
MOUVEMENTS DES SUPERAMAS
L’étude du mouvement des amas de galaxies et des superamas est
particulièrement intéressante. Ce mouvement est déterminé par l’attraction
gravitationnelle réciproque. Par exemple, tout notre Groupe Local (y compris notre
Galaxie) se meut approximativement vers l’amas le plus proche, celui de Virgo, à
une vitesse de 280 km/s. Il s'agit de vitesses énormes (un million de kilomètres à
l’heure !), mais plutôt communes dans le cosmos. On ne doit pas trop s’étonner, car
ces structures se déplacent dans un vide presque absolu. Le mouvement de notre
Galaxie par rapport aux masses les plus éloignées est dirigé vers une région située
à environ 30° de l’amas de Virgo, et s’effectue à une vitesse d’environ 560 km/s.
Cela s’explique si l’on considère que tout le superamas local, comprenant tant notre
groupe de galaxies que l’amas de Virgo, se déplace collectivement vers une grande
concentration de matière plus éloignée. En réalité, le mouvement de notre
superamas est généré par la combinaison de l’attraction d’une grande masse (de
l’ordre de 5 x 1016 masses solaires, soit 50 millions de milliards de fois plus massive
que le Soleil), appelée Grand Attracteur, et située en direction de l’amas du
Centaure qui se dirige lui-même vers ce Grand Attracteur.
L’exploration des superamas de galaxies et des grands vides ne fait que
commencer. Il est clair, de toute façon, que les observations confirment l’intuition du
grand cosmologiste russe Yakob Zeldovitch. La matière lumineuse est organisée à
grande échelle selon une structure spongieuse ou cellulaire, présentant des cellules
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vides entourées de parois irrégulières constituées d’amas et de superamas de
galaxies.
La structure esquissée jusqu’ici décrit la distribution des galaxies jusqu’à des
distances de l’ordre de 500 millions d'années-lumière. Tous les superamas étudiés
dans le détail se trouvent à l’intérieur de cette distance. Les observations non
systématiques de la distribution des galaxies jusqu’à des distances environ 20 fois
plus grandes indiquent que les structures y sont semblables aux structures décrites
plus haut : grands vides et filaments ou feuillets de galaxies et amas.
LE GROUPE LOCAL
La distribution des 100 milliards et plus de galaxies qui constituent notre Univers
observable n’est pas uniforme. Les galaxies tendent en effet à se réunir en
groupes, qui à leur tour appartiennent à des amas plus grands. La Voie Lactée fait
partie d’un petit groupe de galaxies, dit « Groupe Local », qui fait partie à son tour
d’un grand agglomérat de galaxies connu sous le nom d’amas de la Vierge.
Dans le Groupe Local, se trouve environ une trentaine de galaxies. Les deux
galaxies spirales les plus grandes sont la Voie Lactée et la galaxie d’Andromède.
On observe ensuite des galaxies spirales plus petites, telles que la galaxie du
Triangle (M33), et de nombreuses galaxies naines.
Les deux Nuages de Magellan, qui prirent le nom du grand explorateur portugais
Ferdinand Magellan, bien qu’elles n’aient pas été découvertes par lui, sont deux
galaxies satellites de la Voie Lactée. Classés comme galaxies irrégulières, les
Nuages de Magellan ont dévoilé récemment, à travers des images sophistiquées,
une éventuelle structure en spirale. Visibles à l’œil nu dans le ciel austral, ces deux
très belles galaxies apparaissent comme de petits fragments de la Voie Lactée. Au
début de ce siècle encore, on considérait en effet que les Nuages de Magellan
faisaient partie de notre Galaxie. Nous savons aujourd’hui que, tout en étant
relativement peu éloignés de nous, les Nuages de Magellan sont des galaxies à
part entière, riches en gaz. La lumière des étoiles de formation récente colore d’un
bleu intense ces deux galaxies. Le Grand Nuage se trouve à environ
170 000 années-lumière de notre Galaxie, présente un diamètre de 16 000 annéeslumière (un sixième de celui de la Voie Lactée) et sa masse est égale à celle de
10 milliards de masses solaires. Le Petit Nuage est un peu plus éloigné, environ
210 000 années-lumière, présente une masse d’environ 2 milliards de masses
solaires. Sa luminosité est égale à un vingtième de celle de notre Galaxie.
Tout comme la Lune interagit gravitationnellement avec la Terre, donnant lieu aux
marées, les Nuages de Magellan eux aussi, étant donné leur proximité,
interagissent gravitationnellement avec la Galaxie. Par la force de son champ
gravitationnel, notre Galaxie parvient à établir un pont de gaz (essentiellement de
l’hydrogène), appelé Courant magellanique, entre les Nuages de Magellan et ellemême.
Les Nuages de Magellan sont, pour les astronomes, des galaxies très spéciales. Ce
sont en effet nos voisins les plus proches, ce qui en fait un laboratoire
extraordinaire pour étudier en détail les théories de l’évolution stellaire et
galactique, et ils revêtent une importance cruciale pour vérifier la validité des
méthodes de mesure des distances des galaxies.
Un peu plus loin que les deux Nuages, se trouvent deux petites galaxies elliptiques,
satellites de notre Galaxie, visibles depuis l’hémisphère boréal. Leurs masses,
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égales à 100 000 masses solaires, font penser plus à des amas globulaires qu’à
des galaxies à proprement parler.
La nébuleuse d’Andromède est une belle galaxie spirale, considérée comme la
jumelle de la Voie Lactée, qui se trouve à environ 2 millions d’années-lumière de
notre Galaxie. Elle contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles et les bras
spiraux qui entourent son noyau sont un lieu de formation stellaire. Andromède, tout
comme la Voie Lactée, possède un certain nombre de petites galaxies elliptiques
qui gravitent autour d’elle. En étudiant le mouvement des galaxies satellites, il est
possible de remonter à la masse d’Andromède, qui est d’environ 300 milliards de
masses solaires, soit environ deux fois notre Galaxie. La galaxie d’Andromède n’est
pas seulement l’une des plus grandes galaxies du ciel, elle est aussi
extraordinairement lumineuse , cela en raison de sa relative proximité. Elle brille en
effet d’une lumière égale à 300 milliards de fois la lumière du Soleil.
L’autre importante galaxie spirale du Groupe Local est la galaxie du Triangle, qui se
trouve à environ 2 millions d’années-lumière de notre Galaxie, et est l’objet le plus
éloigné visible à l’œil nu. La galaxie du Triangle est beaucoup plus petite que la
galaxie d’Andromède et que notre Galaxie. Sa masse, en effet, est « à peine » de
dix milliards de masses solaires, mais elle apparaît plus grande dans le ciel que la
galaxie d’Andromède, parce qu’elle est dans une position frontale par rapport à la
Terre (Andromède se présente presque de biais). À proximité de la galaxie du
Triangle aussi, on observe deux petites galaxies elliptiques.
Le Groupe Local se présente donc comme constitué de sous-groupes de galaxies
centrés autour de trois galaxies dominantes : la nôtre, Andromède et la galaxie du
Triangle. Ces trois galaxies, avec leur troupeau de galaxies satellites, tournent
autour d’un centre de gravité commun (qui se trouve à peu près à mi-chemin entre
notre Galaxie et Andromède). Sous l’effet de ce mouvement, certaines galaxies
semblent se rapprocher de nous, tandis que d’autres, comme les Nuages de
Magellan, semblent s’éloigner à des vitesses comprises entre 200 et 300 km/s.
Connaissant la masse et la vitesse - et donc l’énergie cinétique - des galaxies
appartenant à un groupe donné, il est possible de remonter à la masse dynamique
de l’ensemble. Dans le cas du Groupe Local, la valeur de la masse dynamique ainsi
calculée est d’environ 2 500 milliards de masses solaires. La masse lumineuse
obtenue simplement en additionnant les masses lumineuses des différents
constituants du Groupe Local est quatre fois plus petite que la masse dynamique.
Dans d’autres groupes de galaxies, on a trouvé des valeurs de masse dynamique
jusqu’à dix fois plus grande que la masse lumineuse. On est donc amené à
supposer l’existence d’une masse - n’émettant aucun type de lumière - à laquelle
on donne le nom de masse sombre, ou obscure.
GALAXIES ACTIVES
L’étude spectroscopique d’abord, puis les observations radio et les observations
dans le domaine des rayons X, ont montré que les noyaux de certaines galaxies
émettent, sous différentes formes, d’énormes quantités d’énergie. La luminosité
d’un noyau actif correspond à une fraction de la luminosité de la galaxie.
Quelquefois, cette luminosité peut égaler, voire dépasser la luminosité de
l’ensemble de la galaxie. Les mécanismes physiques qui produisent l’énergie sont
tout à fait inconnus. En raison des manifestations présentant une variété
considérable de phénomènes, les galaxies actives sont encore classifiées de façon
16
opératoire, c’est-à-dire au moyen des techniques utilisées pour les identifier et les
étudier.
RADIOGALAXIES
À des distances de plus de 1 500 millions d'années-lumière, il est difficile d’étudier
la structure de l’Univers à partir des observations des galaxies. En effet, à de telles
distances, les galaxies qui se projettent sur la sphère céleste sont trop nombreuses,
et il est difficile de distinguer les galaxies éloignées des galaxies plus proches mais
intrinsèquement moins lumineuses.
Les cosmologistes tirent leurs renseignements de l’observation des radiosources. Il
s’agit de galaxies particulières, que les chercheurs observent en mesurant leur
émission très élevée d’ondes radio. Le mécanisme qui produit des ondes radio
dans les radio galaxies est l’effet synchrotron. Ce phénomène se manifeste sous
l’apparence de lobes et témoignent de la coexistence d’électrons de haute énergie
et de champ magnétique. Les électrons sont forcés de parcourir des trajectoires en
spirale, perdant constamment un peu d’énergie sous la forme d’ondes radio. Le
« champion » de cette catégorie de galaxies est Cygnus-A, l’une des sources
d’ondes radio les plus brillantes de tout le ciel. Elle se trouve à environ un milliard
d'années-lumière de nous, et, malgré la distance, émet tant d’ondes radio qu’elle
peut être observée au moyen d’instruments très simples, par des amateurs radio.
En effet, Cygnus-A est l’une des trois sources d’ondes radio que, dans les années
40, l’astronome amateur Grote Reber parvint à observer au moyen d'une antenne
rudimentaire montée dans son jardin, dans l’Illinois. L’émission radio de Cygnus-A
est environ dix millions de fois plus grande que celle des galaxies « normales »,
comme par exemple celle d’Andromède. Dans le visible, en revanche, Cygnus-A
est une galaxie très faible, à peine observable au moyen des plus grands
télescopes dont disposent les astronomes. Cygnus-A présente un noyau
relativement petit, les dimensions d’une galaxie normale, mais émet deux jets de
matière qui s’étendent dans le ciel dans des directions opposées sur environ
160 000 années-lumière. Il est clair que des processus dégageant une énergie
formidable sont en cours au sein de son noyau, et qu'ils ont pour effet d’expulser
des électrons et de produire un champ magnétique fort dans des directions
privilégiées. Après avoir parcouru de nombreux milliers d'années-lumière à une
vitesse proche de celle de la lumière, les électrons du jet ralentissent et
commencent à accomplir un mouvement en spirale dans le champ magnétique,
produisant la gigantesque émission radio que nous observons. Cygnus-A n’est pas
un cas isolé. Les radioastronomes ont observé des milliers de radiosources
présentant une morphologie semblable.
CATALOGUES DE RADIOSOURCES
Le catalogue de radiosources établi par P.C. Gregory et J.J. Condon en 1991 est
important. Ils ont effectué leurs observations à une longueur d’onde de 6 cm. Les
32 000 radiosources les plus intenses sont distribuées dans le ciel de façon
beaucoup plus aléatoire que les galaxies. La distribution ne fait ressortir ni
structures allongées ni vides significatifs.
Par la suite, Martin Ryle et de nombreux autres chercheurs ont effectué
d’importants décomptes de radiosources. En pratique, on sélectionne une zone de
17
ciel non occupée par des sources locales ou proches, et l’on établit une liste de
toutes les radiosources éloignées, même très faibles, observées dans cette zone.
Elles sont ensuite subdivisées sur la base de leur luminosité, et l’on construit des
graphiques dans lesquels on indique le nombre de radiosources, en fonction de leur
luminosité. Ces graphiques sont appelés diagrammes log n - log S. Or, quelle que
soit la direction du ciel que l’on étudie, les diagrammes log n - log S sont presque
identiques. Cela est une première indication de l’isotropie de l’Univers à grande
échelle. En moyenne, l’Univers présente le même aspect, quelle que soit la
direction du ciel que l’on observe. On verra que ce résultat est confirmé par les
observations du rayonnement de fond du ciel (ou rayonnement cosmologique
fossile), et constitue l’un des principes de base de la cosmologie moderne. Les
diagrammes log n - log S montrent en outre que les sondages les plus « profonds »
concernent des galaxies à des stades évolutifs, différents, présentant donc des
luminosités et des dimensions intrinsèques différentes. On ne doit pas oublier que
nous observons aussi bien des radiosources relativement proches que des
radiosources très éloignées, dont nous recevons aujourd’hui la lumière qu’elles ont
émise il y a plus de dix milliards d’années. À l’époque, elles devaient être encore
dans les premières phases de leur évolution. En observant des radiogalaxies à
différentes distances, et donc à différents âges, on peut restituer la séquence
évolutive de ces objets très intéressants.
GALAXIES DE SEYFERT, N ET DE MARKARIAN
Les galaxies de Seyfert relèvent de la catégorie des galaxies actives, parce qu’elles
présentent une production d’énergie supérieure aux valeurs moyennes. Ces
sources extragalactiques particulières ont été étudiées dans le détail par
l’astronome allemand Carl K. Seyfert à partir de 1943. Elles se présentent comme
des galaxies spirales à noyau brillant. Un exemple en est M77, la galaxie la plus
massive du catalogue de Messier. Ce type de galaxies n’est pas un fort émetteur
dans les rayons X et dans l’ultraviolet. En revanche, elles sont des sources
infrarouges intenses. Enfin, elles ne sont pas non plus des radiogalaxies intenses.
Les galaxies N, N signifiant noyau, sont une classe morphologique de galaxies
introduite par William W. Morgan. Il s’agit de galaxies étendues, peu lumineuses,
mais ayant un noyau très brillant dont la luminosité est comparable à celle de la
galaxie. Une galaxie peut être considérée, en même temps, de Seyfert quant à sa
composition et de type N quant à son aspect.
Les galaxies de Markarian ont été identifiées dans les années 70 par
l’astrophysicien russe Benjamin Markarian. Elles ont des noyaux brillants, avec une
émission prédominante dans le bleu et dans l’ultraviolet. La ligne de démarcation
entre galaxies de Seyfert et de Markarian n’est pas nette.
« STARBURSTS » (OU SURSAUTS DE FORMATION D’ÉTOILES)
Cette catégorie de galaxies comprend les galaxies caractérisées par une production
exceptionnelle de nouvelles étoiles, ce qui justifie le terme anglais de « flambée de
formation » d’étoiles. Un grand nombre d’étoiles bleues très lumineuses à la vie
courte est présent dans ces galaxies.
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QUASAR
Les objets les plus éloignés que nous connaissions sont les quasars ou QSO
(acronyme de Quasi Stellar Objects, objets presque stellaires). Ils se trouvent
jusqu’à dix milliards d'années-lumière de notre Galaxie ; leur luminosité est
extrêmement élevée et ils apparaissent au télescope comme des étoiles. Le
Quasar 3C48 a la luminosité de mille milliards de soleils ! En outre, certains QSO
présentent d’importantes fluctuations de leur luminosité, sur des temps courts, qui
vont d’un jour à quelques mois. Cela signifie que la dimension de la zone émissive
est extrêmement petite, de l’ordre du jour lumière (25 milliards de km
« seulement » : rappelons, en revanche, que la luminosité d’une galaxie provient
d’une région 30 millions de fois plus grande !). Dans le cas contraire, en effet, ils ne
pourraient pas fluctuer si rapidement. Si nous supposons par exemple qu’un quasar
mesure 10 années-lumière et que, pendant un court instant, tout le quasar redouble
de brillance, ce que nous observerons sera une légère augmentation de la
luminosité d’une dizaine d’années de durée. En effet, la lumière qui provient des
zones du quasar les plus éloignées de nous a dix années-lumière de distance à
parcourir en plus par rapport à la lumière qui provient des zones du quasar les plus
proches de nous. Le fait que l’on observe des fluctuations d’intensité plus rapides,
de l’ordre du jour de lumière, signifie que le quasar ne peut pas être beaucoup plus
grand qu’une journée de lumière, c’est-à-dire de l’ordre de grandeur du Système
solaire. Comment une luminosité égale à celle de cent galaxies peut-elle se
concentrer dans une région d’espace si petite, c’est là un défi qui s’est posé aux
cosmologistes pendant des années, au point que certains d’entre eux, surtout
Halton Arp, critiquent la façon dont est mesurée la distance des quasars, et
considèrent qu’ils sont infiniment plus proches. Dans ce cas, la luminosité
nécessaire serait comparable à celle des étoiles, et leur explication ne poserait plus
aucun problème. Pourtant, l’interprétation courante des énormes distances des
QSO est confirmée par de très nombreux faits, et il est donc important de trouver
une explication physique à leur énorme luminosité. Ceci ne peut certainement pas
être dû aux processus nucléaires normaux qui ont lieu dans les étoiles. L’idée
communément admise est que le « moteur » qui produit l’énorme énergie
nécessaire dans le QSO serait un trou noir de grande masse, d’un million à un
milliard de masses solaires. Si cette théorie est exacte, la matière capturée sous
l’effet de la gravité de cet objet suit des orbites en spirale à des vitesses de plus en
plus grandes, au fur et à mesure qu’elle s’approche du trou noir. On dit que la
matière forme un disque d’accrétion autour du trou noir. Le frottement de la matière
plus rapide contre la matière plus lente qui se trouve sur l’orbite immédiatement
périphérique, produit un réchauffement énorme. Il se crée à proximité du trou noir
une zone dans laquelle le gaz est très chaud et exerce une énorme pression,
émettant en outre des quantités considérables de rayonnement électromagnétique.
La pression du gaz interne, jointe à la force centrifuge, fera que la plupart du disque
d’accrétion ne parviendra même pas à tomber dans le trou noir. On calcule que,
pour émettre la quantité d’énergie observée dans les quasars, il faut un trou noir
d’un milliard de masses solaires, ayant un taux d’accrétion d’environ 10 masses
solaires par an. La matière se concentre de plus en plus vers les orbites internes, et
elle est en partie éjectée, à des vitesses proches de celle de la lumière, dans la
direction perpendiculaire au disque d’accrétion, où elle rencontre moins de
résistance. Le modèle explique ainsi l’existence de jets de matière aussi bien dans
ses sources que dans les radiosources à lobes.
19
Dans de nombreux QSO, on peut voir des « forêts de raies d’absorption Lyman-###
». En pratique, on observe que de très nombreuses longueurs d’onde émises par
les QSO sont absorbées par l’hydrogène qui se trouve à différentes distances sur la
très longue ligne de visée qui nous sépare des QSO. L’analyse des « forêts Lyman### » peut nous donner des informations sur la distribution de matière dans l’Univers
aux distances plus grandes. L’indication qu’on en tire est que l’Univers présente
une structure caractérisée par des amas de galaxies et de grands vides, même
jusqu’à la distance des QSO.
BL LACERTAE
Dans la constellation du Lézard, en latin lacerta, en 1941 fut observée une faible
« étoile » variable, indiquée par BL qui, par ses caractéristiques, devint le prototype
de toute une classe de sources. En 1968, depuis l’observatoire du mont Palomar en
Californie, on observa que cette « étoile » présentait une forte émission aux
longueurs d’onde radio. Une fois écartée l’hypothèse de la nature stellaire, cet objet
fut classé comme un quasar. La petite « étoile » BL Lacertae a été par la suite
identifiée comme le noyau actif d’une galaxie située à plus d’un milliard d’annéeslumière de notre Galaxie. Les objets comme la BL Lacertae constituent une classe
indépendante et se différencient des galaxies de Seyfert parce qu’ils présentent un
spectre continu complètement dépourvu de raies d’émission intenses (séries
spectrales). Cette caractéristique rend difficile l’estimation de leur distance au
moyen de la méthode classique du décalage des raies vers le rouge (le redshift).
Les noyaux de ces galaxies ont des flux extrêmement variables. Les temps
caractéristiques de variation du flux sont de l’ordre de la semaine ou de la journée.
On a observé plus d’une centaine de sources BL Lacertae.
En utilisant un terme plus récent, les BL Lacertae et les quasars sont réunis dans la
catégorie des blazars, un terme formé par la contraction des deux noms qui
rappelle le mot blaze, en anglais flambée, qui décrit bien leurs variations de
luminosité rapides et violentes.
LENTILLES GRAVITATIONNELLES
Une galaxie ou un amas de galaxies, situés sur le trajet d’un rayon lumineux, ont un
effet exactement analogue à celui d’une lentille : ils en dévient la trajectoire. On sait
qu’en l’absence de matière, la lumière parcourt une trajectoire parfaitement
rectiligne. Mais l’une des conséquences de la théorie de la relativité générale est
que la lumière subit une déviation, suivant la distorsion de l’espace parcouru, à
cause de la matière présente. C’est pour cette raison que l’on parle des galaxies
comme de lentilles gravitationnelles.
Si la lumière d’un quasar rencontre l’une de ces « lentilles », elle change de
trajectoire et crée de fausses images présentant l’objet dans des positions
différentes de leur position réelle. Le résultat final qui apparaît à l’observateur
dépend des dimensions et de la forme de la lentille, de sa transparence, ainsi que
du quasar lui-même et de la précision de l’alignement entre la lentille et
l’observateur.
Cet effet, que nous pouvons appeler « mirage cosmologique » a été proposé par le
physicien O. Lodge en 1919, et étudié par la suite également par Albert Einstein et
par Fritz Zwicky. Nombreuses ont été les prévisions théoriques sur les formes et les
20
dimensions de l’image que peut produire une lentille gravitationnelle. Ce n’est qu’en
1979 qu’on a eu une certitude expérimentale. Cette année-là, les astronomes
découvrirent dans la constellation de la Grande Ourse deux quasars éloignés de
6 secondes d’arc seulement ayant le même redshift (ou décalage vers le rouge). On
pensa, par conséquent, qu’il s’agissait de deux images gravitationnelles du même
objet. Depuis, on a identifié une vingtaine d’autres systèmes candidats. Seule une
demi-douzaine paraît répondre aux critères après une série d’observations
répétées. L’exemple le plus fascinant de lentille gravitationnelle est la Croix
d’Einstein, déjà observée depuis la Terre mais étudiée dans le détail en 1990 au
moyen du Télescope Spatial Hubble. Un quasar, situé à 8 milliards d’annéeslumière de la Terre dans la constellation de Pégase, présente 4 images générées
par une galaxie lentille, visible au centre, situé à 400 millions d’années-lumière
seulement.
INTERACTIONS ENTRE GALAXIES
Contrairement à ce que l’on a cru longtemps, les galaxies ne sont pas dispersées
dans le ciel comme des mondes d’étoiles et de gaz, abandonnées à leur évolution
solitaire. Elles interagissent parfois les unes avec les autres, même violemment.
Elles changent donc de forme, jettent des ponts de lumière par-delà leurs
frontières, se mélangent ou sont englouties par les plus grandes, possédant d’un
champ gravitationnel (gravitation) plus important.
GALAXIES PARTICULIÈRES
Il y a quelques dizaines d’années encore, le ciel apparaissait aux yeux des
astronomes comme parsemé de très belles galaxies, dont la plupart étaient dotées
d’une régularité et d’une symétrie surprenantes. Seule une proportion très faible
d’entre elles semblait présenter des caractéristiques anormales. Très souvent, ces
galaxies bizarres se présentaient sous la forme de groupes ou, simplement, par
paire.
La première observation de l’une de ces paires de galaxies à l’aspect curieux
remonte à 1917, alors que l’existence des galaxies n’était pas encore connue (on
les prenait en effet pour des nébuleuses !). La présence aux extrémités de deux
longs filaments lumineux, symétriques et courbés vers l’extérieur, rappelait les
antennes d’un insecte. C'est pourquoi, elles furent appelées précisément « les
Antennes ». On connaît aujourd’hui de très nombreux spécimens de ces galaxies
de forme particulière, résultat de l’interaction des galaxies. Une sélection de leurs
photos les plus belles se trouve dans l’Atlas of Peculiar Galaxies publié par Halton
C. Harp de l’observatoire de Hale aux États-Unis. Certaines d’entre elles présentent
de longs filaments, fins ou épais, courbés ou non, qui s’allongent dans l’espace
intergalactique comme autant de petites « queues » de matière. Dans certains cas,
des « ponts » lumineux aux formes les plus étranges relient les galaxies les unes
aux autres, tandis que les disques galactiques semblent tordus et déformés.
La nature de l’interaction entre les galaxies a été longtemps un thème controversé.
Au cours des années 60, les filaments situés autour des galaxies étaient attribués à
la canalisation de matière le long des lignes de force des champs magnétiques, ou
bien étaient considérés comme le résidu de gigantesques explosions au cœur des
galaxies. Ce n’est que dans les années 70 que l’on a pu établir que toutes les
21
distorsions, les filaments, les jets de matière que l’on observe dans certaines
galaxies sont la manifestation de gigantesques marées provoquées par les champs
gravitationnels (gravitation) des galaxies proches. L’interaction gravitationnelle
opère plus fortement sur le bord intérieur que sur le bord extérieur des galaxies.
Notre Galaxie elle aussi se ressent, de façon modérée, de la présence des champs
gravitationnels des galaxies proches. La Voie Lactée, en effet, interagit
gravitationnellement avec les Nuages de Magellan. L’un des effets visibles de cette
relation est le « courant magellanique », un pont de gaz, d’hydrogène
essentiellement, qui relie les Nuages de Magellan à notre Galaxie.
COLLISIONS DE GALAXIES
Il y a vingt ans, deux savants américains, Alar et Juri Toomre, simulèrent sur
ordinateur la collision frontale de deux galaxies. Le résultat tumultueux de ce choc
gigantesque montra que les étoiles, sous l’effet du champ gravitationnel, se
mélangeaient en un enchevêtrement d’orbites, jusqu’à ce que les galaxies
individuelles initiales deviennent un seul système stellaire, présentant une forme
incroyablement ressemblante à celle d’une galaxie elliptique. Les preuves
expérimentales de la possibilité de collision des galaxies arrivèrent rapidement.
Certains chercheurs, en effet, observèrent des galaxies elliptiques dans lesquelles
la région interne semblait tourner autour d’un axe donné, tandis que la région
externe tournait à une vitesse différente autour d’un axe pointé vers une direction
complètement différente. Un nuage de gaz primordial ne peut se condenser en une
galaxie tournant simultanément de différentes façons. Cette galaxie pouvait donc
être le produit naturel de la collision, et de l’interpénétration mutuelle, de deux
galaxies tournantes. Par la suite, en étudiant des amas de galaxies elliptiques très
proches de nous, deux astronomes, Butcher et Oemler, virent avec surprise que
certaines galaxies ne présentaient pas les couleurs rouges habituelles des
elliptiques, mais émettaient aussi dans le bleu, ce qui suggérait la présence d’un
processus présent de formation d’étoiles. La découverte était quelque peu étrange,
car le manque de poussière et de gaz à l’intérieur d’une galaxie elliptique empêche
la naissance de nouveaux astres. Le très puissant Télescope Spatial Hubble parvint
à éclaircir l’origine de cette luminosité anormale pour au moins l’un des objets
observés, l’amas AC114. Étant donné la distance et la valeur finie de la vitesse de
la lumière, ce que nous observons aujourd’hui correspond à l’amas AC114 tel qu’il
devait être il y a environ 4 milliards d’années. Certaines des images transmises par
le Télescope Spatial montrent que, ce qui était vu depuis la Terre (des taches
bleues plutôt floues), était en réalité un couple de galaxies sur le point de fusionner
en un unique système, probablement une galaxie elliptique. Durant la rencontre, il
est raisonnable de penser que l’interaction violente des nuages de gaz puisse
produire une « éruption » soudaine de nouvelles étoiles, qui expliquerait donc
l’observation inattendue de la couleur bleue.
Dans de nombreux cas, les galaxies qui interagissent finissent par fusionner. Les
déformations des galaxies, produites par l’interaction des champs gravitationnels,
sont en effet obtenues au détriment de l’énergie cinétique relative. Les galaxies
sont donc progressivement ralenties par le frottement et se précipitent en spiralant
l’une vers l’autre. Si les deux galaxies tournent dans le même sens, la capture
réciproque peut se faire en quelques centaines de millions d’années, un intervalle
de temps vraiment très court comparé à l’échelle caractéristique de l’évolution
galactique qui est de quelques milliards d’années.
22
Si l’on veut estimer combien de fusions de galaxies ont eu lieu depuis l’origine de
l’Univers, on peut dire que, selon les estimations les plus récentes, environ 10 à
20 % des galaxies ont interagi de la sorte.
GALAXIES CANNIBALES
Les galaxies elliptiques supergéantes se trouvent normalement au milieu des amas
de galaxies. Elles ont un diamètre qui peut être jusqu’à 10 fois plus grand que celui
de notre Galaxie et peuvent contenir jusqu’à cent mille milliards d’étoiles. Il semble
certain désormais que ces galaxies ne sont pas nées aussi grasses mais qu’elles le
sont devenues avec le temps, engloutissant dans leur champ gravitationnel un
nombre important de petites galaxies. Dans l’amas de la Vierge, par exemple, les
galaxies naines ne parviennent pas à se faire capturer par les plus grandes,
uniquement parce qu’elles sont très rapides. Certaines photographies de la galaxie
supergéante NGC 6166, qui se trouve dans la constellation d’Hercule, à une
distance d’environ 400 millions d’années-lumière, montrent les noyaux de deux ou
trois galaxies qui sont sur le point d’être dévorées.
Certains chercheurs soutiennent donc que, bien qu’elles contiennent de
nombreuses vieilles étoiles, les galaxies elliptiques n’ont atteint en réalité cette
configuration particulière que récemment, par suite de l’union ou du démembrement
d’autres galaxies. Ce qui pousse à admettre cette interprétation, c’est surtout
l’observation de configurations anormales, semblables à de nombreuses couches
concentriques, présentes autour des nombreuses galaxies elliptiques que l’on a
étudiées jusqu’ici. Ces couches, qui se présentent sous la forme de structures très
fines et peu lumineuses, constituées essentiellement d’étoiles, avaient été
observées pour la première fois en 1961 par Halton C. Harp. Mais ce n’est qu’en
1983 que les astronomes australiens Malin et Carter mirent l’accent sur ce
phénomène, montrant l’existence de pas moins de 137 galaxies en forme de
« coquille », dont certaines possédaient jusqu’à 25 couches. La présence
simultanée d’effets de marée autour de la galaxie laissait à penser que ces
curieuses structures avaient pour origine une collision de galaxies. Le mécanisme
de formation des coquilles a été éclairci par la suite à l’aide de la simulation sur
ordinateur, dont les résultats coïncidaient parfaitement avec les observations. En
pratique, quand une petite galaxie s’approche selon une trajectoire radiale de
l’elliptique centrale, les forces de marée peu à peu la démembrent, et ses étoiles,
désormais complètement indépendantes, commencent à osciller. Il se crée ensuite
des ondes d’étoiles qui, depuis le centre de la galaxie, entraînent lentement les
étoiles vers l’extérieur. Quand les étoiles atteignent l’élongation maximale de leur
oscillation, leur vitesse devient nulle et il se forme une couche. Les étoiles
soustraites à la galaxie la plus petite, toutefois, ne présentent pas une distribution
uniforme et n’ont pas toutes la même énergie. Cela explique la présence de
couches multiples. Grâce au développement de méthodes de recherche plus
sophistiquées, on est en train de se rendre compte graduellement que plus de 50 %
des galaxies elliptiques présentes dans l’Univers ont une structure en forme de
coquille et, selon les dernières estimations, chacune d’entre elles a englouti en
moyenne quatre ou cinq galaxies plus petites.
MÉTHODES DE MESURE DES DISTANCES INTERGALACTIQUES
23
La cosmologie moderne se fonde sur le fait que l’Univers est en expansion. La
distance entre les galaxies et entre les amas de galaxies augmente, avec une
vitesse d’autant plus élevée que leur distance relative est plus grande (loi de
Hubble). Pour établir cette loi, il a fallu mesurer aussi bien les vitesses que les
distances des galaxies éloignées.
MESURES DE VITESSE ET « REDSHIFT » (DÉCALAGE VERS LE ROUGE)
La vitesse des galaxies est déterminée grâce à l’effet Doppler, commun à toutes les
ondes (ondes sonores, ondes des fluides, ondes électromagnétiques comme la
lumière). Il est arrivé à chacun de nous de remarquer que le son d’une sirène se
manifeste à une fréquence plus élevée quand la sirène s’approche de l’observateur
et à une fréquence plus basse quand la sirène s’éloigne. Cela a lieu parce que les
fronts d’onde générés par une source qui s’approche partent à une vitesse initiale
dirigée vers l’observateur, et donc se concentrent, créant une longueur d’onde plus
courte et, par conséquent, une fréquence plus élevée que la fréquence originale.
Mais si la vitesse de la source s’éloigne de l’observateur, les fronts d’onde
s’éloignent l’un de l’autre, créant une longueur d’onde plus longue et donc une
fréquence plus basse. La même chose a lieu pour les ondes lumineuses provenant
des galaxies. Une partie de la lumière des galaxies est émise à certaines longueurs
d’onde bien précises, que l’on nomme « raies », caractéristiques des éléments
chimiques les plus abondants, présents dans les galaxies (principalement
l'hydrogène et l’hélium). Au moyen des spectroscopes, instruments capables
d’analyser la lumière et de la décomposer dans les longueurs d’onde (ou couleurs)
élémentaires, les cosmologistes comparent la lumière des galaxies lointaines avec
la lumière générée en laboratoire par les mêmes éléments. Or, les longueurs
d’onde caractéristiques sont systématiquement plus grandes dans la lumière
provenant des galaxies que dans la lumière générée en laboratoire. Et plus la
galaxie est éloignée, plus les longueurs d’onde des raies caractéristiques sont
élevées. L’explication la plus simple de ce phénomène est que les galaxies
s’éloignent de nous et que, par conséquent, l’effet Doppler produit un
accroissement des longueurs d’onde, comme cela a lieu pour le son d’une sirène
qui s’éloigne. Puisque les longueurs d’onde les plus grandes de la lumière visible
correspondent à la couleur rouge, on dit que la lumière des galaxies éloignées a
subi un « décalage vers le rouge », en anglais redshift. Le décalage vers le rouge
est indiqué par la lettre z. Quantitativement, le décalage vers le rouge est égal à la
différence exprimée en pourcentage entre la longueur d’onde mesurée pour la
« raie » dans la lumière de la galaxie et la longueur d’onde mesurée en laboratoire
pour la même « raie » divisée par la longueur d’onde d’émission en laboratoire. Par
exemple, pour la galaxie NGC4889, il est possible d’observer et d’identifier la raie
habituellement indiquée par K, et due au calcium ionisé. Cette raie a une longueur
d’onde de 401,8 nm. La même raie, produite par le calcium ionisé en laboratoire,
présente une longueur d’onde de 393,3 nm. Le décalage vers le rouge se trouve en
calculant la différence de ces deux valeurs, et en divisant le résultat par la longueur
d’onde mesurée au laboratoire. On en conclut que le décalage vers le rouge de la
galaxie NGC4889 vaut z = (401,8 - 393,3) / 393,3 = 0,0216. La théorie de l’effet
Doppler montre que le décalage vers le rouge est d’autant plus grand que la vitesse
d’éloignement est plus élevée. En formule, on a simplement v = cz. La vitesse
d’éloignement v de la source est égale au décalage vers le rouge z multiplié par la
24
vitesse de la lumière c, qui vaut 300 000 km/s. Cette formule ne vaut que pour les
valeurs de décalage vers le rouge petites par rapport à 1, c'est-à-dire pour des
vitesses petites par rapport à la vitesse de la lumière. Pour la galaxie NGC4889, on
a donc une vitesse d’éloignement de 0,0216 x 300 000 km/s = 6 500 km/s (soit
23 millions de km à l’heure). Il s’agit d’une vitesse énorme par rapport aux valeurs,
mais plutôt commune pour les galaxies lointaines. On a mesuré des décalages vers
le rouge proches ou plus grands que 1 (les quasars ont même des décalages vers
le rouge supérieurs à 3), qui correspondent à des vitesses d’éloignement très
proches de la vitesse de la lumière !
Tout cela est surprenant à première vue pour deux raisons. La première est la
quantité incroyablement grande d’énergie qui serait nécessaire pour faire mouvoir
une galaxie contenant des dizaines de milliards d’étoiles à des vitesses proches de
celle de la lumière. La deuxième est que toutes les galaxies semblent s’éloigner de
nous, quelle que soit la région du ciel que l’on observe. En réalité, le principe
cosmologique, selon lequel dans l’Univers à grande échelle il n’existe pas de
position ou de direction particulière ou privilégiée, explique parfaitement ces
observations. Toute galaxie, la nôtre comme toutes les autres, voit s’éloigner
chaque objet du ciel avec une vitesse qui augmente avec la distance de l’objet.
C’est parce que l’Univers est en expansion. En cela, l’Univers à grande échelle est
homogène et isotrope.
Il existe une explication du phénomène de la récession des galaxies. Les galaxies
n’ont aucun mouvement propre, mais c’est l’espace entre les galaxies qui se dilate.
Cet espace emporte les galaxies, comme des grains de sable collés à la surface
d’un ballon qui se gonfle. Les grains restent comme ils sont, mais leur éloignement
relatif augmente au fur et à mesure que le ballon se gonfle. Et si cela arrive partout,
les galaxies les plus éloignées semblent accomplir un mouvement de récession
plus rapide, parce que, entre nous et elles, il se trouve une quantité plus grande
d’espace en expansion. Chaque année-lumière d’espace s’allonge de 15 mm/s
environ. C’est un allongement très petit si nous pensons à l’énorme distance qui
correspond à une année-lumière. Mais un million d’années-lumière se dilatera un
million de fois plus, donc de 15 km/s. Une galaxie relativement proche, se trouvant
à un million d’années-lumière de nous, nous semblera accomplir un mouvement de
récession à une vitesse de 15 km/s, parce qu’à chaque seconde qui passe, la
quantité d’espace présent entre nous et la galaxie augmente de 15 km. De la même
façon, une galaxie éloignée de mille millions d’années-lumière nous apparaîtra
accomplir un mouvement de récession à une vitesse de 15 000 km/s. En outre, si
l’espace se dilate partout, notre Galaxie ne se trouve pas dans une position
privilégiée. Nous observons la récession des galaxies lointaines, et il nous semble
que nous sommes au centre de l’expansion, mais cela est vrai pour n’importe quelle
galaxie. En réalité, l’espace se dilate partout, et tous les points de l’espace sont
autant de centres de l’expansion.
MESURES DE DISTANCE ET LOI DE HUBBLE
À partir des études de Edwin Hubble (à la fin des années 20), les cosmologistes ont
entrepris un grand nombre de mesures de décalage vers le rouge de galaxies
lointaines. Aujourd’hui, ces mesures sont assez courantes, grâce aux grands
télescopes dotés de spectroscopes et de révélateurs très sensibles dont nous
disposons. C’est ainsi qu’ont pu être dressés de grands catalogues de décalages
vers le rouge et de vitesses de galaxies. Il est beaucoup plus difficile, en revanche,
25
d’établir la distance des galaxies. On pourrait penser qu’il suffit d’utiliser la
luminosité apparente des galaxies comme indicateur de distance. Plus la galaxie
est éloignée, plus faible est la lumière qui parvient jusqu’à nous. En effet, la galaxie
émet son énergie lumineuse dans toutes les directions possibles. Quand nous
l’observons à l’aide d’un télescope, nous recueillons une fraction minuscule de
toute l’énergie que la galaxie a émise, parce que, dans toutes les directions dans
lesquelles l’énergie est émise, nous ne capturons que celle qui parvient à l’intérieur
de l’ouverture du télescope. La fraction d’énergie recueillie dépend donc de deux
facteurs : le diamètre de l’ouverture du télescope et la distance de la galaxie. Plus
grande est l’ouverture et plus grande est la quantité d’énergie l’on recueille ; plus
grande est la distance, plus petite est la quantité d'énergie que l'on recueille. C’est
la raison pour laquelle, ne pouvant s’approcher aisément des galaxies, les
astronomes ont essayé de construire des télescopes de plus en plus grands. Une
fois fixée la dimension du télescope, plus la galaxie est éloignée et plus l’angle
intercepté par le télescope est petit, et, par conséquent, plus l’énergie recueillie est
réduite. La quantité d’énergie recueillie par unité de temps, appelée luminosité
apparente, est donc une mesure de la distance de la galaxie. Malheureusement, les
galaxies sont intrinsèquement très différentes les unes des autres. Les galaxies
naines brillent comme 10 millions de soleils, les galaxies géantes comme mille
milliards de soleils. Puisque pour les galaxies lointaines il n’est pas possible
d’observer les différentes étoiles qui les constituent, car ces dernières sont
confondues dans la lumière diffuse de la galaxie, il n’est pas possible non plus de
savoir si une grande luminosité observée est le fruit d’une proximité relative de la
galaxie ou d’une grande quantité d’étoiles présentes dans cette même galaxie.
La méthode statistique
La seule chose que l’on puisse faire est d’utiliser une méthode statistique. On
construit un graphique dans lequel on indique la luminosité apparente en fonction
du décalage vers le rouge (ce graphique est appelé diagramme de Hubble). En
pratique, pour chaque décalage vers le rouge, on doit considérer un ensemble
(échantillon) d’un grand nombre de galaxies, ayant toutes ce décalage vers le
rouge. L’échantillon contiendra des galaxies grandes ou petites, et leurs luminosités
apparentes seront respectivement plus grandes ou plus petites que la luminosité
apparente moyenne caractéristique du décalage vers le rouge considéré. Si l’on
dispose dans le graphique toutes ces luminosités, et que l’on répète cette opération
pour tous les décalages vers le rouge disponibles, on obtient un nuage de points
qui se disposent de façon croissante dans le graphique. La loi de Hubble est
représentée par une ligne « moyenne » qui passe au milieu de ce nuage de points.
Il existe ainsi une relation de cause à effet entre les deux variables figurant dans le
graphique. Autrement dit, les données montrent que, au moins en moyenne, si la
luminosité apparente est basse, et que donc la galaxie se trouve à une grande
distance, son décalage vers le rouge est élevé, c'est-à-dire que sa vitesse
d’éloignement est grande. Mathématiquement, une ligne droite dans le diagramme
de Hubble implique une simple relation de proportionnalité entre la vitesse
d’éloignement v et la distance d. Celle-ci peut être décrite au moyen de la formule v
= Hod. Si une galaxie se trouve à une distance double d’une autre galaxie, elle
s’éloigne à une vitesse double ; à une distance triple, elle s’éloigne à une vitesse
triple et ainsi de suite. Cela signifie que, pour connaître la vitesse d’éloignement
d’une galaxie lointaine, on doit calculer le produit de sa distance d par une
26
constante Ho, appelée constante de Hubble. La valeur de la constante de Hubble
peut être déterminée par différentes méthodes. Les données modernes montrent
que la valeur de Ho est comprise entre 15 et 30 km/s par million d’années-lumière.
Ci-après, nous abrégerons ces unités de mesure en km/s/Mal. De nombreux
astrophysiciens préfèrent utiliser comme unité de mesure des distances
cosmologiques le million de parsecs ou mégaparsec. Dans ces unités, la constante
de Hubble est comprise entre 50 et 100 km/s et par mégaparsec. À titre d’exemple,
considérons une galaxie éloignée de 10 millions d’années-lumière. Apparemment,
elle s’éloigne de nous à une vitesse comprise entre 150 et 300 km/s. Nous avons
utilisé l’adverbe « apparemment » pour rappeler une fois encore qu’en réalité, il ne
s’agit pas d’un mouvement intrinsèque de la galaxie, mais d’un effet lié à
l’expansion. C’est l’espace qui sépare notre Galaxie et la galaxie lointaine qui se
dilate.
Autres méthodes de mesure de la distance
Une autre approche de la mesure de Ho, utilisant la luminosité apparente comme
indicateur de distance, se fonde sur l’hypothèse, que l’on doit à Hubble et à ses
collaborateurs : la galaxie la plus lumineuse d’un amas de galaxies riche
(habituellement une galaxie elliptique géante) a toujours la même luminosité
intrinsèque. De cette façon, on définit un critère de distance pour des amas
lointains, dont la luminosité apparente est secondée par la luminosité intrinsèque de
la galaxie géante supposée connue. On peut alors construire un diagramme de
Hubble, en ne sélectionnant que ces galaxies particulières, ce qui permet d’obtenir
un ensemble de points beaucoup mieux alignés.
Quand on construit les diagrammes de Hubble, on doit apporter aux mesures un
certain nombre de corrections importantes. Les luminosités apparentes observées
doivent être corrigées en raison de l’effet d’absorption de la lumière par la matière
interstellaire. Aussi bien dans notre Galaxie que dans les galaxies éloignées, une
grande quantité de matière, appelée matière interstellaire, est présente. Il s’agit de
grands nuages de gaz et de poussière, c'est-à-dire de grains de silicates et de
graphite microscopiques produits et éjectés par les étoiles. Ils ont la propriété
d’absorber une partie de la lumière qui les traverse. Par conséquent, la luminosité
apparente des galaxies lointaines est déterminée par leur luminosité intrinsèque,
par leur distance, et aussi par la quantité de matière interstellaire présente dans la
direction d’observation. Heureusement, cet effet d’absorption dépend fortement de
la longueur d’onde à laquelle se font les observations. En effectuant les
observations sur plusieurs bandes de longueur d’onde, on parvient à estimer le
degré d’absorption et à corriger les observations. L’autre correction importante
concerne le décalage vers le rouge. La vitesse d’éloignement, que l’on mesure en
observant les galaxies lointaines, est déterminée par la somme de deux effets :
l’expansion de l’Univers et le mouvement de la Terre et du Soleil en révolution
autour du centre de la Galaxie. Cette deuxième vitesse est de l’ordre de 250 km/s,
et il est donc important de la soustraire à la vitesse observée pour obtenir la vitesse
due à la seule expansion de l’Univers, qui est celle qui intéresse la cosmologie.
La méthode des céphéides
27
La grande ambition des cosmologistes ces cinquante dernières années a été de
trouver des indicateurs de distance autres que la luminosité apparente des astres,
et si possible plus fiables. Parmi les nombreux indicateurs de distance conçus par
l’imagination fertile des cosmologistes, nous en sélectionnons et nous en décrivons
deux qui ont obtenu le plus de succès : celui des variables céphéides et celui de
Tully et Fisher.
Les cosmologistes ont entrepris un chemin complexe pour parvenir à établir les
distances des objets célestes. Ce chemin, appelé « échelle des distances
cosmiques », est constitué de plusieurs étapes successives. On commence par
identifier des étoiles particulières, dites variables céphéides, dans notre Galaxie.
Elles ont une propriété singulière : leur luminosité augmente et diminue selon une
loi rigoureuse, en une période de quelques jours. Par exemple, le prototype de cette
classe d’étoile, l’étoile d-Cephei, voit sa magnitude passer régulièrement de 4,3 à
3,4, variation qui se répète régulièrement tous les 5,4 jours. Il s’agit d’une véritable
pulsation de toute l’étoile, au cours de laquelle le diamètre de l’étoile augmente de
15 % et la température superficielle varie de 5 500 °C à 6 500 °C. La théorie de
l’évolution stellaire a expliqué parfaitement le mécanisme physique responsable de
ces pulsations. Les céphéides correspondent à des étoiles de masses comprises
entre 3 et 16 masses solaires. Lorsque les étoiles se trouvent dans la phase de
combustion centrale de l’hélium, ces instabilités se développent. L’hélium ionisé
présent dans les couches superficielles de l’étoile piège la chaleur produite par les
réactions nucléaires à l’intérieur de l’étoile. Par conséquent, l’étoile cherche à se
dilater, les couches superficielles se refroidissent, l’hélium ionisé capture alors des
électrons. Ainsi la lumière réussit à sortir et l’étoile se recontracte, ce qui a pour
effet de relancer le cycle.
La distance des étoiles céphéides les plus proches peut être déterminée au moyen
de méthodes géométriques (méthode de la parallaxe et du mouvement des amas
d’étoiles). Si l’on connaît la distance et que l’on mesure la luminosité apparente des
étoiles, on peut en déterminer la luminosité absolue. En 1912, Henrietta Leavitt
remarqua que la luminosité absolue moyenne de ces étoiles variables était liée de
façon univoque à leur période. Les céphéides les plus faibles ont une luminosité de
cent soleils, et pulsent en une période d’un ou deux jours. Les plus grandes ont une
luminosité moyenne de 10 000 soleils et pulsent en une période de plusieurs
centaines de jours. Les astronomes ont recueilli un grand nombre de variables
céphéides dans notre Galaxie, et ont ainsi établi une relation période-luminosité
d’une grande précision. Par ailleurs, il existe deux classes différentes de céphéides,
qui se distinguent par la quantité d’éléments lourds qui y sont présents, et il existe
par conséquent deux relations période-luminosité. Le fait important pour la
cosmologie est que, où que se trouve l’étoile céphéide, on peut en mesurer la
période de pulsation, et on peut donc en calculer la luminosité intrinsèque. En
comparant la luminosité intrinsèque (obtenue au moyen de la période) et la
luminosité apparente (mesurée directement au télescope), on peut calculer la
distance de l’étoile. Dès 1923, Edwin Hubble photographia la galaxie d’Andromède,
dans laquelle il identifia une étoile céphéide. À partir de sa période et de sa
luminosité apparente, il fut possible d’établir que l’étoile, et par conséquent toute la
galaxie d’Andromède, se trouvait à une distance de presque 3 millions d’annéeslumière. C’était la première preuve directe de la nature extragalactique de ces
objets dont on ne savait pas s’ils étaient des nébuleuses de gaz appartenant à
notre Galaxie, ou des structures indépendantes. On avait donc pu établir clairement
qu’Andromède n’était pas une nébuleuse appartenant à notre Galaxie, mais qu'elle
est elle-même une galaxie bien séparée de la nôtre. L’objectif des astrophysiciens
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des décennies suivantes fut de construire un télescope assez puissant pour pouvoir
identifier les différentes étoiles de galaxies beaucoup plus éloignées
qu’Andromède. Cela nécessite une résolution très élevée, c'est-à-dire une netteté
d’image très poussée des galaxies. En pratique, on doit pouvoir discerner des
détails de l’image séparés de quelques centièmes de seconde d’arc, de façon que
les étoiles situées dans la galaxie observée ne se confondent pas. Le phénomène
qui limite la résolution qu’il est possible d’obtenir au moyen des télescopes
normaux, même de grandes dimensions, est la turbulence de l'atmosphère
terrestre. La lumière qui traverse notre atmosphère est déviée légèrement par les
masses d’air plus chaudes ou plus froides qu’elle traverse, ce qui fait que les
rayons lumineux parallèles provenant de chaque étoile acquièrent une petite
divergence, pas plus petite qu’une demi-seconde d’arc, même dans les cas les plus
favorables. Cela fait que des étoiles séparées de moins d’une demi-seconde d’arc
apparaissent comme une unique tache floue. Ce phénomène est appelé seeing
atmosphérique. Dans ces conditions, il est évidemment impossible d’identifier des
céphéides dans des galaxies lointaines. On comprend donc pourquoi des
ressources financières et humaines énormes ont été investies pour construire le
télescope spatial (Hubble Space Telescope) qui, travaillant dans l’espace audessus de l'atmosphère terrestre, rend négligeable le seeing, et a donc un pouvoir
de résolution exceptionnel.
Le Télescope Spatial Hubble et la recherche de céphéides
L’un des programmes d’observation les plus importants du télescope spatial, en
1994, a été précisément la recherche d’étoiles céphéides dans l’amas de galaxies
de la Vierge, distant de notre Galaxie de quelques dizaines de millions d’annéeslumière. Les premiers résultats des mesures concernent vingt céphéides observées
dans la galaxie M100, qui se trouve dans l’amas de la Vierge, à environ quatre
degrés du centre, où se situe la galaxie elliptique géante M87. Ces mesures font
apparaître que l’amas de la Vierge se trouve à une distance de 56 millions
d’années-lumière. Les mesures sont très précises, si l’on tient compte du fait que, à
cause de leur très grand éloignement, ces étoiles apparaissent très faibles. La
somme de toutes les erreurs de mesure possibles est estimée à moins de 10 % de
la valeur mesurée. Si l’on combine ce résultat avec la mesure du décalage vers le
rouge de l’amas de la Vierge (z = 0,0047), on obtient la valeur de la constante de
Hubble, qui est de 24,5 km/s et par million d’années-lumière, avec une erreur totale
de mesure inférieure à 20 %. En d’autres termes, le résultat de ces observations
est que la valeur véritable de la constante de Hubble doit être comprise entre 19 et
30 km/s/Mal. Le point faible de cette mesure réside dans le fait qu’une seule galaxie
de l’amas a été prise en compte. Pour définir sans l’ombre d’un doute la distance
de l’amas, on devrait étudier de nombreuses galaxies, de façon à en avoir aussi
bien quelques-unes dans la zone de l’amas la plus proche de nous, que d’autres
dans la zone de l’amas qui est opposée. C’est précisément là le programme des
observations futures du télescope spatial. Si l'on suppose que, comme tout porte à
le penser, la mesure de Ho fondée sur M100 est confirmée par les mesures
suivantes sur d’autres galaxies de l’amas, nous pouvons remarquer immédiatement
que le résultat est une valeur « élevée » de la constante de Hubble, ce qui, comme
nous le verrons plus loin, implique un Univers plutôt « jeune ».
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La méthode Tully-Fisher
Un autre indicateur de distance, le plus accrédité avant les mesures du télescope
spatial, est celui qui porte le nom des astronomes Brent Tully et Richard Fisher, qui
l’introduisirent en 1977. Cette méthode se fonde sur le fait que les galaxies spirales
contiennent de grandes quantités d’hydrogène atomique. L’atome d’hydrogène
produit une raie caractéristique, dite « transition hyperfine », déterminée par les
spins des électrons et du noyau. Le spin des particules peut être conçu comme une
mesure de leur état de rotation sur elles-mêmes. On peut donc penser que, si
l’électron et le proton de l’atome d’hydrogène « tournent » dans le même sens,
l’atome d’hydrogène a une certaine énergie totale. Si les sens de rotation sont
opposés, l’énergie est légèrement différente. En général, l’atome peut passer d’un
état d’énergie à l’autre en émettant ou en absorbant un photon, c'est-à-dire un
« quantum » de rayonnement électromagnétique de longueur d’onde appropriée (ce
peut donc être de la lumière visible, de l’infrarouge, des ondes radio). La longueur
d’onde est déterminée par la différence d’énergie entre les deux états. Plus la
différence d’énergie est grande, plus la longueur d’onde est courte. Dans ce cas, la
différence d’énergie est très petite, et la longueur d’onde des photons qui forment la
raie est très grande, égale à 21 cm. L’émission d’énergie électromagnétique se fait
donc dans les ondes radio. À ces longueurs d’onde, des observations très précises
sont possibles, grâce aux radiotélescopes modernes, de grandes antennes dotées
d’amplificateurs d’ondes radio très sensibles. Du fait de la grande quantité
d’hydrogène présente dans les galaxies spirales, cette raie est très intense et peut
être étudiée dans le détail par les radioastronomes, même pour des galaxies très
éloignées. Or, les galaxies spirales tournent sur elles-mêmes autour d’un axe
perpendiculaire au plan de la galaxie et passant par son centre. Par conséquent,
une moitié de la galaxie a une vitesse de rotation qui s'éloigne de nous, et l’autre
moitié une vitesse de rotation qui se rapproche de nous. Ces vitesses de rotation
s’additionnent à la vitesse d’éloignement due à l’expansion de l’Univers. Tandis que
cette dernière, en raison de l’effet Doppler, déplace en bloc la raie hyperfine à des
longueurs d’onde plus grandes que 21 cm, les vitesses de rotation ont des effets
opposés. La raie provenant des régions qui, par rotation, s’éloignent de nous, est
déplacée encore plus vers les grandes longueurs d’onde, tandis que la raie
provenant des régions qui, par rotation, se rapprochent de nous, est ramenée vers
des longueurs d’onde plus courtes. Comme le radiotélescope ne peut pas
distinguer les deux régions, et enregistre un signal déterminé par la superposition
des raies provenant de toutes les régions de la galaxie, le résultat est que la raie
enregistrée est élargie par rapport à la largeur qu’elle aurait pour une galaxie qui ne
tournerait pas. Elle est d’autant plus élargie que la galaxie tourne plus rapidement.
Mais la galaxie tourne d’autant plus rapidement qu’elle contient plus de masse et,
par conséquent, que sa luminosité est plus grande. On en conclut que la largeur de
la raie hyperfine est directement liée à la luminosité de la galaxie. Comme les
radioastronomes mesurent les largeurs de la raie avec une grande précision même
pour des galaxies très éloignées, cette relation fournit l’indicateur de distance le
plus adapté pour les galaxies les plus éloignées.
Autres méthodes de mesure de la luminosité
Parmi les autres indicateurs de distance utilisés par les cosmologistes, citons les
luminosités des régions HII, les explosions d’étoiles et supernovae. En particulier, la
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dernière de ces méthodes se fonde sur le fait que les explosions d’étoiles classées
comme supernovae de type 1a fournissent des signaux bien spécifiques. L’énorme
émission de lumière dont s’accompagne cet événement atteint le maximum deux
ou trois semaines après l’explosion. Ce retard est dû au fait que l’émission
d’énergie est provoquée par la décroissance radioactive des isotopes de nickel
(56Ni) et de cobalt (56Co), qui se transmuent en fer (56Fe). Les supernovae de type
1a ont la spécificité de produire toutes la même quantité de fer, environ 0,6 masse
solaire. La théorie permet aussi de calculer la luminosité absolue de la supernova.
On constate alors qu’il existe une relation très précise entre la luminosité absolue
de la supernova dans le maximum d’émission et le retard entre l’explosion initiale et
la luminosité maximale. On a de nouveau une relation entre un temps, qui est
facilement mesurable, et la luminosité absolue, qu’en revanche nous ne savons pas
mesurer directement, car la luminosité qui nous parvient est diminuée par la
distance inconnue. C’est précisément ce que l’on cherche. On mesure le retard, on
calcule la luminosité absolue, on la compare avec la luminosité apparente
observée, et l’on en tire immédiatement la distance. En 1995, un groupe
d’astrophysiciens de l’université de l’Oklahoma a recueilli un grand nombre
d’observations de haute qualité concernant ces supernovae de type 1a, et, en
combinant les mesures de distance et de décalage vers le rouge, il a pu calculer la
valeur de Ho. Malheureusement, le résultat est bas, autour de 15 km/s/Mal, ce qui
contredit les résultats obtenus par le Télescope spatial.
À ce point, nous pouvons dire seulement que toutes les méthodes présentées ont
des avantages et des inconvénients, et nécessitent en général un grand nombre de
corrections. Par conséquent, elles n’ont pas toujours produit des valeurs
convergentes pour la détermination de la constante de Hubble, générant ainsi des
discussions animées entre les cosmologistes participant à cette formidable
entreprise. Dans l’attente d’un meilleur accord entre les différentes méthodes
d’observation, on se limite à considérer pour la constante de Hubble un intervalle de
valeurs compris entre 15 et 30 km/s/Mal.
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