Les composants de l’Univers

Structure générale :

La structure d’une galaxie typique peut être décomposée en plusieurs éléments principaux :

• Le bulbe central : Région dense et sphérique située au cœur de la galaxie. Il est généralement constitué d’étoiles vieilles et pauvres en éléments lourds. La présence d’un trou noir supermassif au centre de nombreuses galaxies est fortement suspectée. Ce trou noir aurait un rôle important dans la formation et l’évolution de la galaxie.
• Le disque : Structure aplatie qui entoure le bulbe. Il contient la majeure partie du gaz et de la poussière de la galaxie, ainsi que de nombreuses étoiles jeunes. Le disque est divisé en un disque mince, où se concentrent les jeunes étoiles et le gaz, et un disque épais, qui contient des étoiles plus anciennes.
• Le halo : Région sphérique et étendue qui enveloppe l’ensemble de la galaxie. Il est principalement constitué de matière noire, dont la nature exacte reste un mystère à ce jour, et d’étoiles anciennes isolées.
• Les bras spiraux : Caractéristiques des galaxies spirales, ce sont des régions de formation d’étoiles actives qui s’étendent à partir du bulbe. La formation de ces bras est encore mal comprise. Plusieurs théories ont été proposées, impliquant des instabilités gravitationnelles ou des ondes de densité.

Ces différentes éléments interagissent de manière complexe. Par exemple, le gaz du disque peut tomber vers le centre de la galaxie sous l’effet de la gravité, alimentant la formation d’étoiles et le trou noir central. Les bras spiraux peuvent également influencer la distribution du gaz et des étoiles dans le disque.

Caractéristiques générales :

Les galaxies présentent une grande diversité en termes de taille, de masse et de luminosité. Leurs propriétés physiques varient considérablement d’une galaxie à l’autre, reflétant les différents processus de formation et d’évolution qui ont façonné l’Univers.

• Taille: Les galaxies peuvent varier de quelques milliers à plusieurs centaines de milliers d’années-lumière de diamètre. Par exemple, les galaxies naines contiennent quelques milliards d’étoiles, tandis que les galaxies géantes comme Andromède ou la Voie Lactée peuvent en contenir des centaines de milliards.
• Masse: La masse d’une galaxie est principalement déterminée par la quantité de matière noire qu’elle contient. Les estimations varient considérablement, mais les galaxies peuvent contenir de quelques millions à plusieurs billions (10¹²) de masses solaires. Par exemple, la Voie Lactée est estimée à environ 1000 milliards de masses solaires.
• Luminosité: La luminosité d’une galaxie dépend de son taux de formation d’étoiles et de la population stellaire qui la compose. Les galaxies elliptiques, riches en étoiles vieilles, sont généralement moins lumineuses que les galaxies spirales, qui contiennent de nombreuses étoiles jeunes et massives. La luminosité d’une galaxie peut varier de quelques millions à plusieurs centaines de milliards de fois celle du Soleil.
• Morphologie: Les galaxies se présentent sous différentes formes : elliptiques, spirales (barrées ou non), lenticulaires et irrégulières. Les galaxies elliptiques ont une forme ellipsoïdale et contiennent peu de gaz et de poussière. Les galaxies spirales sont caractérisées par un disque plat et des bras spiraux. Les galaxies lenticulaires ont un disque mais pas de bras spiraux prononcés. Les galaxies irrégulières n’ont pas de forme définie et sont souvent le résultat d’interactions avec d’autres galaxies. (voir la page « Typologie des galaxies »)
• Composition: Les galaxies sont composées d’étoiles, de gaz (principalement de l’hydrogène et de l’hélium), de poussière et de matière noire. La proportion de chaque composant varie d’une galaxie à l’autre. Les étoiles représentent généralement la majeure partie de la masse lumineuse d’une galaxie, tandis que la matière noire, invisible et détectée uniquement par ses effets gravitationnels, constitue la majeure partie de la masse totale.

Mouvements au sein des galaxies :

Les étoiles, le gaz et la poussière au sein d’une galaxie sont en mouvement perpétuel. Les étoiles du disque tournent autour du centre de la galaxie, tandis que les étoiles du halo ont des orbites plus aléatoires. La vitesse de rotation des étoiles dans le disque augmente avec la distance au centre de la galaxie jusqu’à une certaine limite (vitesses de l’ordre de 210 à 240 km/s), ce qui a conduit à la découverte de la matière noire (voir la page « La matière noire »).

Interactions avec l’environnement intergalactique :

Les galaxies ne sont pas isolées dans l’Univers. Elles interagissent entre elles et avec l’environnement intergalactique. Ces interactions peuvent entraîner des collisions ou des fusions de galaxies, des transferts de gaz et la formation d’étoiles. L’environnement intergalactique, composé de gaz chaud et de matière noire, joue également un rôle important dans l’évolution des galaxies.

Collisions et fusions de galaxies

Les collisions et fusions de galaxies sont des événements majeurs qui façonnent l’évolution des galaxies. Un exemple particulièrement célèbre est la future collision entre la Voie Lactée, notre galaxie, et la galaxie d’Andromède. Selon les estimations actuelles, cet événement colossal devrait se produire dans environ 4,5 milliards d’années.

Lorsque ces deux géantes entreront en collision, les étoiles elles-mêmes ne se heurteront pas en raison des vastes distances qui les séparent. Cependant, les nuages de gaz et de poussière interagiront violemment, déclenchant des épisodes de formation d’étoiles intenses. Les deux galaxies fusionneront en une seule, une grande galaxie elliptique.

Il est important de noter que bien que cette collision galactique soit un événement majeur à l’échelle cosmique, elle n’aura probablement pas d’impact significatif sur le Système solaire. Les étoiles individuelles, y compris le Soleil, sont si éloignées les unes des autres qu’il est extrêmement improbable qu’elles entrent en collision. Toutefois, les impacts gravitationnels de la fusion des deux galaxies pourrait perturber l’orbite du Système solaire et modifier l’apparence du ciel nocturne de manière spectaculaire.

La vidéo ci-contre « Collisions galactiques » explicite plus avant cette future fusion entre notre galaxie et la galaxie Andromède et présente également plusieurs autres types de collisions/fusions.

Simulations numériques

Les simulations numériques ont révolutionné notre compréhension des collisions et fusions de galaxies. Des algorithmes complexes permettent de modéliser l’évolution de systèmes de galaxies au fil du temps, en tenant compte de la gravité, de la dynamique des fluides (pour simuler le gaz et la poussière) et de la formation stellaire. Ces simulations nous permettent de visualiser les différentes phases d’une collision, de prédire les structures qui en résultent et de tester différentes théories. Des projets comme Illustris, EAGLE et Romulus ont produit des simulations à très grande échelle, offrant une vision globale de l’évolution cosmique.

Conséquences sur la formation d’étoiles

Les collisions de galaxies ont un impact profond sur la formation d’étoiles. La compression du gaz interstellaire lors de l’interaction entraîne des flambées de formation stellaire, c’est-à-dire des périodes durant lesquelles de nombreuses étoiles naissent simultanément. Ces sursauts de formation stellaire peuvent durer plusieurs centaines de millions d’années et enrichir le milieu interstellaire en éléments lourds, créant les conditions propices à la formation de nouvelles générations d’étoiles. Les collisions peuvent également conduire à la formation d’amas globulaires, des regroupements d’étoiles très denses et vieilles, qui sont souvent associés aux bulbes des galaxies elliptiques.

Types de fusions

Les fusions de galaxies peuvent être classées en fonction de différents critères :

• Masse des galaxies: Les fusions entre galaxies de masse comparable sont appelées fusions majeures. Elles ont tendance à produire des galaxies elliptiques. Les fusions entre une grande galaxie et une petite galaxie sont appelées fusions mineures. Elles peuvent modifier la structure de la grande galaxie sans la transformer complètement.
• Vitesse relative: La vitesse relative des galaxies au moment de la collision influence l’issue de la fusion. Si les galaxies se rencontrent à faible vitesse, elles ont plus de temps pour interagir et former des structures complexes. Si la vitesse est élevée, la collision peut être plus violente et entraîner une dispersion importante de matière.
• Orientation des galaxies: L’orientation des galaxies au moment de la collision joue également un rôle important. Une collision frontale peut entraîner une fusion plus rapide qu’une collision rasante.

Autres exemples d’interactions intergalactiques

• Les Antennes: Cette paire de galaxies en interaction est un exemple classique de fusion en cours. Les longues queues de marée qui s’étendent à partir des galaxies sont caractéristiques de ce type d’interaction.
• M51 (la Galaxie du Tourbillon): Cette galaxie spirale présente un bras spiral très développé, qui pourrait être le résultat d’une interaction passée avec une petite galaxie voisine.
• La galaxie du Sombrero: Cette galaxie présente un bulbe central proéminent et un disque entouré d’un anneau de poussière, suggérant qu’elle pourrait être le résultat d’une ancienne fusion avec une autre galaxie. (voir la page « Typologie des galaxies »)