Les galaxies

Les galaxies
Lorsque l'on regarde le ciel à l'oeil nu, la presque totalité des objets que l'on voit
sont des étoiles de la Voie Lactée. Il n'est donc pas étonnant que la nature extra-
galactique des galaxies n'ait été reconnue qu'il y a moins d'un siècle. D'autant plus
que même si on utilise un petit télescope, il y a très peu de différence entre une
galaxie extérieure et une nébuleuse gazeuse appartenant à la Voie Lactée. Toutes
deux vont avoir l'apparence d'une tache floue sur un fond étoilé. C'est pourquoi, au
début du siècle, le mot nébuleuse était utilisé, sans distinction, pour ces deux types
d'objets. Si on regarde avec attention, on peut, dans l'hémisphère nord, distinguer
la jumelle de la Voie Lactée, la galaxie d'Andromède. Dans l'hémisphère sud, il est
relativement facile de distinguer deux satellites de notre galaxie, les Nuages de
Magellan.
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Introduction 24
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Objectifs du chapitre 24
Connaître le système de classification des galaxies
Être capable de classer approximativement une galaxie à partir d'une photo ou d'une figure
Connaître et décrire les différents types de galaxies
Définir la classe des galaxies actives
Décrire les propriétés des quasars et leur utilité en astronomie
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 24
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Le nombre de galaxies
Comme on peut le voir à la Figure 24.1, aussitôt que l'on dispose d'un télescope
nous permettant d'observer jusqu'à des magnitudes limites de plus en plus faibles,
les galaxies deviennent rapidement le type d'objet le plus nombreux dans le champs
observé. On a vu, précédemment, qu'à l'oeil nu on ne peut observer que jusqu'à
une magnitude 6. Avec un petit télescope, on peut facilement se rendre jusqu'à une
magnitude 15 où le rapport entre le nombre d'étoiles de la Voie Lactée et de
galaxies extérieures est encore de 100:1. Mais déjà, à la limite du recensement
photographique du télescope Schmidt de Palomar (maglim ~ 21), il y a autant de
galaxies que d'étoiles dans un champs donné. Avec un télescope de 4m comme celui
du Canada-France-Hawaii et un détecteur électronique moderne, on peut
maintenant atteindre des magnitudes limites ~25 et la situation est alors inversée
puisque que l'on verra 100 images de galaxies et 10 de quasars pour une image
stellaire de notre galaxie. A la limite du télescope spatial Hubble (maglim ~31), on
s'attend même, dans un champ donné, à voir plus d'images d'amas globulaires
autour de galaxies extérieures que d'images stellaires de la Voie Lactée!
Figure 24.1: Nombre d'étoiles, de galaxies, de quasars et d'amas globulaires vs la
magnitude B
Le débat Shapley-Curtis (1920)
Aux 17ième et 18ième siècles, Thomas Wright et Immanuel Kant furent les
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premiers à suggérer que les taches floues observées au télescope étaient peut-être
des univers-îles ou des systèmes d'étoiles semblables à la Voie Lactée. Cette
hypothèse a cependant été rejetée par les astronomes pour n'être reprise qu'en
1920. La réalisation, il y a moins d'un siècle, que notre galaxie n'est pas unique et
surtout n'est pas au centre de l'Univers est une révolution de la pensée
cosmologique aussi importante que l'acceptation du système de Copernic qui a
enlevé à la Terre sa place au centre du système solaire.
Qu'est-ce qui a amené les astronomes à se reposer la question au début du siècle?
La principale raison est que les premières méthodes de détermination des distances
étant de plus en plus au point, la dimension gigantesque de la Voie Lactée ne faisait
plus de doute. Combiné au fait que la nature gazeuse de certaines nébuleuses était
également un fait bien établi, un astronome comme Shapley estima tout
naturellement que toutes les nébuleuses devaient être gazeuses et à l'intérieur de la
Voie Lactée. D'autres astronomes, comme Heber Curtis (1872-1942), n'étaient
cependant pas d'accord et l'Académie Nationale des Sciences de Washington
organisa donc le débat de 1920 afin de tenter de résoudre cette controverse.
Trois questions principales ont été débattues au cours de cette assemblée:
1- QUELLES SONT LES DISTANCES DES NéBULEUSES SPIRALES?
2- EST-CE QUE LES NéBULEUSES SONT COMPOSéES D'éTOILES OU DE GAZ?
3- POURQUOI N'Y A-T-IL PAS DE NéBULEUSES SPIRALES DANS LE PLAN DE LA VOIE LACTéE?
En faveur des distances rapprochées pour les spirales, Shapley propose un
argument qui s'appuie sur les résultats de l'astronome van Maanen. Celui-ci venait
de publier un article où il prétendait avoir mesuré des mouvements propres de
rotation dans la nébuleuse spirale M101 de 0.02"/année. Ceci impliquait donc que
M101 était proche sinon ses régions extérieures auraient été en rotation à une
vitesse plus grande que celle de la lumière! Quoiqu'à l'époque, ces résultats
semblaient fiables, des observations subséquentes ont permi de montrer que les
mesures de Van Maanen étaient inexactes.
De son côté, Curtis déduit une très grande distance pour M31 (Andromède) en
comparant la brillance de ses novae à celles de la Voie Lactée. Shapley prétend que
les novae ne sont pas un bon indicateur de distance car on en a observée une en
1885 qui était beaucoup plus brillante que les autres, impliquant une distance près
de nous. On se rendit compte, plus tard, que cette dernière était une supernova, un
phénomène intrinsèquement plus brillant qu'une nova.
Curieusement, l'argument de Shapley contre l'interprétation stellaire des spirales,
est que la Voie Lactée, dans l'environnement du Soleil, a une brillance de surface
beaucoup plus faible que dans les parties centrales de la plupart des spirales. C'est
pourtant le même Shapley qui, comme on l'a vu au chapitre précédent, a démontré
que le Soleil n'est pas au centre de la Galaxie, mais à une distance qu'il a estimée (à
l'époque) à 14 kpc.
En ce qui concerne l'absence de spirales dans le plan de la Galaxie, Shapley doit
faire appel à l'intervention d'une nouvelle force de répulsion qui explique aussi les
grandes vitesses de récession observées. Sur ce point, Curtis semble plus fort; son
argumentation est que plusieurs spirales vues par la tranche semblent avoir une
bande centrale de matériel absorbant. Il en conclut que si la Voie Lactée a une telle
bande, si le Soleil est au milieu de cette bande et si les spirales sont extérieures à
la Voie Lactée, alors la zone d'exclusion peut s'expliquer. Ses arguments font
cependant appel à trois hypothèses non confirmées à l'époque.
Si on analyse les arguments des deux protagonistes, il faut avouer que Shapley en
sort gagnant même si c'est lui qui avait tort. Il est quand même étonnant de voir
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que celui qui a démontré la vraie structure de la Galaxie (voir chapitre précédent)
est celui qui désavouait la nature extragalactique des spirales.
C'est Edwin Hubble (1889-1953) qui règle cette controverse, en 1923, en
parvenant à résoudre en étoiles individuelles les régions extérieures de M31. A
partir de plaques photographiques prises à différentes époques, il identifie des
étoiles variables dont des céphéides; utilisant la relation Période-Luminosité il
calcule une distance de 275 kpc pour M31. Bien qu'il soit loin de la distance
acceptée maintenant de 660 kpc, c'est suffisant pour déplacer M31 hors de notre
Galaxie et en faire le premier objet reconnu comme extragalactique.
Classification des galaxies
Bien qu'il y ait eu d'autres systèmes de classification avant celui de Hubble, ils ne
sont pas très utiles car ils classaient dans un même système les nébuleuses
galactiques (nébuleuses planétaires, régions HII, etc...) et les systèmes
extragalactiques (galaxies). En 1926, Hubble développe un système basé
principalement sur trois critères:
1. Importance du bulbe par rapport au disque
2. Nature des bras spiraux
3. Degré de résolution en étoiles et en régions HII
Ces critères ne sont pas choisis au hasard. Hubble tente d'identifier ceux qui sont
vraiment représentatifs des propriétés physiques des galaxies, de sorte que le
système puisse devenir un outil dans l'étude de l'évolution des galaxies. Par
exemple, le premier critère est sûrement relié à la distribution du moment angulaire
dans la protogalaxie originelle alors que les deux autres sont probablement reliés au
taux de conversion du gaz en étoiles. Le système de Hubble, tel que modifié en
1936 pour introduire la classe S0 (intermédiaire entre les elliptiques et les spirales)
est illustré à la Figure 24.2 pour les galaxies régulières. Son système comporte:
4 classes 1. Elliptiques (E)
2. Lenticulaires (S0)
3. Spirales (Sp)
4. Irrégulières (Irr)
2 familles 1. Normales
2. Barrées (B)
3 types 1. a (précoce "earl
y
"
)
2. b (intermédiaire)
3. c (tardif "late")
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