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Le ciel lointain
1. Les galaxies
FORMATION ET EVOLUTION DES GALAXIES
L’histoire des galaxies commence quelques 300 000 ans après le Big Bang. Avec la chute de température et
de densité de l’Univers, les photons cessent d’interagir avec la matière : l’Univers opaque devient
transparent.
Au fur et à mesure du refroidissement de l’Univers, des agrégats de matière noire ont commencé à se
condenser, puis à l’intérieur, du gaz a commencé sa condensation. Les fluctuations primordiales ont attiré
par gravitation le gaz et la matière noire vers les zones les plus denses, ce qui a engendré les graines de ce
qui serait plus tard les galaxies.
Ces structures ont constitué les premières galaxies. A ce stade, l'Univers était presque exclusivement
constitué d'hydrogène, d'hélium et de matière noire. Peu après la formation des premières protogalaxies,
l'hydrogène et l'hélium gazeux dont elles étaient constituées, commença à se condenser pour constituer les
premières étoiles. Ainsi se formèrent les premières galaxies.
Dans ses premiers âges, l'Univers était extrêmement violent, et les galaxies crûrent très rapidement,
évoluant par accrétion de galaxies de masses inférieures. Le résultat de ce processus est l'empreinte laissée
dans la distribution des galaxies de l'Univers proche.
Les galaxies ne sont pas des objets isolés dans l'espace, mais se distribuent plutôt selon de grands réseaux
cosmiques de filaments. Aux endroits où se rencontrent ces filaments, des amas de galaxies denses se
constituent, qui ont commencé comme les petites fluctuations de densité. La distribution des galaxies est
étroitement liée à la physique de l'Univers primordial.

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COMPOSITION ET STRUCTURE
Les galaxies sont principalement constituées d’étoiles, de poussières et de matière noire. La masse d’une
galaxie est composée à 80% de matière noire. Sa détection est possible lorsque le nuage de gaz est
suffisamment dense pour empêcher la lumière de le traverser.
Les galaxies sont structurées d’un bulbe au centre et d’un disque de matières autour qui peut se trouver
sous la forme de bras spiraux. Le bulbe est très dense et regroupe les étoiles les plus anciennes et les moins
lumineuses. Le bulbe abrite de 10 000 à 1 million d’étoiles.
Les galaxies effectuent un mouvement de rotation autour du centre. Ce mouvement est à l'origine de la
création des bras spiraux. La vitesse de rotation varie selon les galaxies.
Dans les bras se situent les grands nuages interstellaires (composés principalement d'hydrogène), c'est là
que les étoiles de tous types se forment. La vitesse des étoiles est la même quelle que soit leur position dans
le disque. Donc les étoiles proches du bulbe effectuent une révolution complète plus rapidement que les
étoiles situées loin du centre. Ce qui explique que les bras présentent une forme enroulée.
Les étoiles les plus jeunes ou de courte durée de vie (géantes bleues) se situent le long des bras spiraux dans
des secteurs appelés amas stellaires ouverts. Tandis que les étoiles qui vivent plus longtemps (les rouges en
particulier) sont concentrées dans le bulbe des galaxies.
Il existe 3 grandes familles de galaxies différenciées par leur taille, leur composition et leur forme :

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Les galaxies elliptiques :
Elles constituent 15% des galaxies. Elles ont une petite structure interne et la densité des étoiles diminue
doucement du centre très lumineux vers les bords diffus. Le mouvement des étoiles présentes y est
aléatoire. Elles contiennent une faible proportion de gaz et de matières interstellaires, par conséquent peu
de nouvelles étoiles peuvent s’y former. Elles sont constituées, plutôt, de vieilles étoiles.
Les galaxies lenticulaires :
Elles constituent plus de 20% des galaxies. Elles ont une structure comprise entre les galaxies elliptiques et
spirales. Elles ressemblent à des galaxies spirales dénuées de bras spiraux, mais possèdent un bulbe de taille
très importante et un disque.
Les galaxies spirales :
Elles constituent 60% de la population de l’Univers local. On les trouve principalement dans les régions de
faible densité et rarement aux centre des amas de galaxies. Elles adoptent la forme aplatie d’un disque, avec
un renflement central sphérique lumineux appelé bulbe. Elles contiennent des quantités importantes de gaz
et de poussières. Autour du disque, il existe un halo moins dense, aux étoiles fréquemment regroupées en
amas globulaires.
Le disque contient typiquement plusieurs bras lumineux, où se trouvent les étoiles les plus jeunes et les plus
lumineuses. Ces bras s'enroulent autour du centre en formant une spirale, donnant leur nom aux galaxies.
Les galaxies irrégulières :
Elles constituent 5% des galaxies. Elles ne montrent aucune structure régulière ou discernable. La plupart
sont des galaxies naines mais qui sont souvent riches en gaz et poussières interstellaires et en étoiles jeunes
brillantes. Elles orbitent souvent autour de galaxies spirales qui créent des ondes de compressions (dues à la
gravitation) qui traversent les nébuleuses et y déclenchent des formations d’étoiles très rapides. Elles
auraient été très nombreuses jadis dans l’Univers, mais leur nombre aurait diminué suite aux collisions.
NOTRE GALAXIE, LA VOIE LACTEE
C’est la galaxie à laquelle appartient le système solaire. Notre position nous la fait voir comme une immense
arche sous la forme d’une bande laiteuse, qui traverse le ciel.

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La Voie Lactée est une galaxie spirale barrée dont le bulbe est relativement petit et les bras très ouverts.
Le diamètre du disque galactique, qui présente un renflement en son centre, est de 100 000 années-lumière.
La distance séparant le centre du Soleil est à présent estimée à 26 000 années-lumière.
Le centre galactique abrite un objet compact de très grande masse (nommé Sagittarius A*) qui est un trou
noir supermassif dont la masse est égale à 4 millions de fois celle du Soleil. D’ailleurs, la plupart des galaxies
contiennent un tel trou noir en leur centre.
La barre de la Galaxie est d’une longueur d’environ 27 000 années-lumière et est placée à 44° par rapport au
segment Soleil - centre galactique. Il est principalement composé d’anciennes étoiles rouges (à savoir des
naines et des géantes rouges). Cette barre est entourée par un anneau appelé « l’anneau de 5 kpc ». Celui-ci
contient une grande partie de l’hydrogène moléculaire présent de la Galaxie et est sans doute la partie la
plus active concernant la formation d’étoiles.
Il y aurait quatre bras majeurs partant du centre de la galaxie. La vitesse de rotation de ses bras spiraux est
de 250 Km/s. Voici comment les bras spiraux se décomposent :
Couleur
Bras
Cyan
Bras de Persée
Mauve
Bras de la Règle et du Cygne (avec une extension nouvellement découverte)
Vert
Bras Écu-Croix
Rose
Bras Sagittaire-Carène
Orange
Bras d’Orion (qui contient le système solaire)

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2. Naissance, vie et mort des étoiles
LA FORMATION DES ETOILES
Une étoile est un astre, formé de gaz, à l’intérieur duquel se produisent des réactions de fusion
thermonucléaires à très haute température.
Les étoiles prennent naissance dans une nébuleuse primordiale. Celle-ci est en fait un nuage interstellaire.
Ce nuage est très vaste, environ plusieurs centaines de millions de kilomètres et d'une masse allant de 1
000 000 à plusieurs millions de masse solaire. Cette nébuleuse est constituée essentiellement d'hydrogène
à 90%, d'hélium à 9% et les 1% restant sont des éléments rares et des poussières. Sa température est très
basse puisqu'elle se situe au alentour de -260°C.
1 – Suite à des événements externes, comme par exemple l'onde de chocs que provoque l'explosion d'une
supernova, ou alors l'onde de densité crée par la rotation d'un bras spiral de la galaxie, peuvent provoquer
en certains points du nuage la condensation de ses particules.
2 – On dit que ce nuage se comprime ou s'effondre sur elle-même, sous l'effet de la gravitation. Ce qui
provoque le réchauffement du gaz, jusqu'à atteindre un million de degrés en son cœur. Cette protoétoile
brille déjà mais la masse de gaz et de poussières l'entourant masque sa lumière.
3 – A ce stade, la force nucléaire entre en jeu. Deux protons se rencontrent, fusionnent et forme du
Deutérium. Ce Deutérium fusionne ensuite avec un proton pour former de l'Hélium 3. Il faut ensuite 2
noyau d'hélium 3 pour fusionner en hélium 4.
4 – La fusion du deutérium en hélium libère une grande quantité d'énergie nucléaire sous la forme de
photons, la masse des particules fusionnées est plus faible que leur masse séparée. L’enveloppe et les jets
se dissipent. A ce stade, un million d’années se sont écoulées.
5 – La pression et la température au centre de l’étoile déclenchent la fusion nucléaire. Les planétisimaux
s’unissent et forment des planètes. La différence de masse est convertie en énergie. Les réactions
thermonucléaires permettent de contrecarrer l'action de la force de gravitation. L'étoile n'a plus besoin de
se contracter pour obtenir de l'énergie qui lui permet de briller.
LE CYCLE DE VIE DES ETOILES
Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de
température extrêmes (température de l’ordre du million de degrés), qui vont jusqu’à l’allumage des
réactions thermonucléaires.
L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale (MAIN SEQUENCE sur le schéma ci-dessous),
période pendant laquelle son noyau, essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va
progressivement se transformer en hélium.